Sterrekunde

Samestelling en protonvloei uit die sonwind

Samestelling en protonvloei uit die sonwind


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ek neem 'n klas oor die ruimtelike omgewing en het 'n paar vrae oor die sonwind. 'N Aantal bronne noem die samestelling as (ongeveer) 4% He $ ^ {++} $ en 96% H $ ^ {+} $. Wat presies beteken dit? Beteken dit met massa of met aantal ione?

Ook wanneer u protonvloei as gevolg van die sonwind op die aarde bespreek: Wat presies is ingesluit in die aangehaalde vloedgetalle (bv. Een bron wat ek het, sê 2e12 m $ ^ {- 2} $ s $ ^ {- 1} $). Is dit die gevolg van slegs die H $ ^ {+} $ en uitgesonderd die He $ ^ {++} $ en ander klein bestanddele? Of sluit hulle ook al die protone van die ander ione in?


Dit is volgens die getal - jy kry baie meer helium as die massa. As hulle oor protonvloei praat, tel hulle net die kaal protone, nie protone wat in groter ione soos helium ingebed is nie. Dit is die soort dinge wat duidelik gemaak moet word, maar wat uiteindelik algemene konvensies is.


Intydse sonwind

20 jaar en vertoon slegs met Magnetometer, slegs Solar Wind Plasma, of 'n kombinasie van beide sowel as ander funksies wat hieronder beskryf word.

Op hierdie bladsy is gegewens van die 'aktiewe' intydse sonkrag-ruimtetuig. Sedert 27 Julie 2016 is NOAA se Deep Space Climate Observatory (DSCOVR (eksterne skakel)) die operasionele ruimtetuig. Slegs data van magnetometer en termiese sonkragwindplasmas word vertoon.

Die twee DSCOVR-instrumente waarvoor data beskikbaar is:

'N Inverse chronologiese lys van Real-Time Solar Wind-aankondigings

Die Faraday Cup Data Processing Unit (IDPU) het twee onlangse onderbrekings ondervind wat gelei het tot data-onderbrekings. Dit was die eerste keer dat dit in die lewe van die sending plaasgevind het.

==================================================================
10 Oktober 2017: Safe Hold # 14
DSCOVR het vandag sy 14de veilige byeenkoms gehad. Al die veiligheidsgebeurtenisse tot dusver word hieronder gelys.

Veiligheid # / Datum
-----------------------
1/23 Junie 2015
2/28 Junie 2015
3/15 Julie 2015
4/4 Aug. 2015
5/29 Sep 2015
6/8 Okt 2015
7/06 Januarie 2016
8/14 Januarie 2016
9/24 Mei 2016
10/17 Sep 2016
11/11 Okt 2016
12/30 Okt 2016
13/24 Aug 2017
14/10 Okt 2017

Daar is veranderinge aangebring in die Faraday Cup-vlugprogrammatuur om die gedrag van die instrument te verander. In wese wag die instrument nou langer tussen skanderings om die impak van vals geraas te verminder wat veroorsaak het dat die instrument die protonpiek van die sonwind verloor. Hierdie verandering kan die verlies van piekopsporingprobleem nie heeltemal uitskakel nie, maar dit is 'n belangrike stap in die regte rigting.

'N Verandering is aangebring in die verwerking van Faraday Cup om van die geraas wat hoër as verwagte digthede en temperatuur tot gevolg gehad het, te verwyder. Die verandering ignoreer hoë energie geraas wat gelei het tot wyer as verwagte snelheidsverspreidings.

NOAA se Deep Space Climate Observatory (DSCOVR) het die operasionele RTSW-ruimtetuig geword. Dit het die NASA Advanced Composition Explorer (ACE) -ruimtetuig vervang wat sedert 1998 in gebruik is.

Intydse sonwind- en magnetometerdata is nou die afgelope 7 dae in JSON-formaat beskikbaar by die SWPC Data Service. Hierdie JSON-lêers bevat outomaties die data van die aktiewe RTSW-ruimtetuig. Dit is standaard DSCOVR sedert 27 Julie om 1600 UT.

'N Volledige DSCOVR-data-argief is beskikbaar by die NOAA Nasionale Sentrum vir Omgewingsinligting.

Enigiemand met vrae oor hierdie data, die DSCOVR-ruimtetuig of die dop van DSCOVR moet Douglas Biesecker kontak (skakel stuur 'n e-pos).


Groot data vir die magnetiese veldvariasies in son-aardse fisika en hul golwingsanalise

Bozhidar Srebrov Assoc Prof, Dr,. Georgi Simeonov-assistent, in kennisontdekking in groot data van sterrekunde en aardewaarneming, 2020

19.2.6.1 Die storm in 2003

Die data wat verkry is uit sterrekunde-waarnemings in die son het die volgende verslag verskaf.

Gedurende die 23ste sonnesiklus in Oktober en November 2003 was daar twee baie sterk storms. Die een het op 29 Oktober begin en die ander een het op 21 November begin. In die laaste tien dae van Oktober 2003 het die maer aktiwiteit op 'n uiters hoë vlak gestyg. Op 18 Oktober is 'n groot aktiewe streek (AR) wat noord van die sonekwator draai, deur NOAA aangewys as AR 484. Op 28 Oktober was AR 484 naby die onderaardse punt van die sonskyf 8 ∘ in die Ooste van die sentrale meridiaan en 16 ∘ Noord breedtegraad. Om 11:10 UTC het AR 484 een van die grootste sonfakkels vir die huidige sonnesiklus opgelewer. Hierdie fakkel is geklassifiseer as X17 (piek X-straalvloei 1,7 × 10 - 3 W / m 2).

'N Ekstreme CME met 'n radiale plasmasnelheid van 2500 km / s is waargeneem. Die massa wat uit hierdie CME uitgestoot is, was tussen 1,4 en 2,1 × 10 13 kg, en die vrygestelde kinetiese energie was 4,2 - 6,4 × 10 25 J. Die volgende dag, 29 Oktober, het AR 484 weer 'n groot uitbarsting opgelewer. Hierdie piek het die naam X10 (X-straalstroom 10 - 3 W / m 2) om 20:49 UTC gekry. Ek het die Aarde-stralingshoek met 'n snelheid van 2000 km / s gerig en met 'n kinetiese energie van 5,7 × 10 25 J. Die IMF het ongeveer -50 nT bereik, sy normale waarde is in kalme omstandighede 10 keer laer. Die skokgolf van die gebeurtenis op 28 Oktober is deur die ACE-satelliet om 05:59 UTC bepaal. Om 06:13 UTC is 'n SSC-pols geregistreer, wat die begin van die sesde storm met die registrasiestempel (sedert 1932) aandui. Op 29 en 30 Oktober die planetêre indeks Kp bereik die waarde van 9. Die geomagnetiese storm het tot 1 November voortgeduur en het 'n horisontale komponent tot ongeveer -400 nT gehad. Die hoogste waarde van die D s t-indeks is op 30 Oktober om 23:00 UT geregistreer.


Apollo 11-sending

Die son straal voortdurend 'n stroom elektries gelaaide deeltjies in die ruimte uit. Dit word die sonwind genoem. Die aarde se magneetveld voorkom dat hierdie gelaaide deeltjies die aarde se oppervlak bereik, hoewel hierdie deeltjies in die aarde se poolgebiede die boonste gedeelte van die atmosfeer kan bereik, wat auroras kan veroorsaak. Die maan is vir die grootste deel van elke maand buite die magnetiese veld van die aarde en het 'n weglaatbare atmosfeer, wat sonwinddeeltjies in staat stel om die maanoppervlak te bereik. Twee verskillende eksperimente, die Solar Wind Composition Experiment en die Solar Wind Spectrometer, is op die Maan ontplooi om die sonwind te bestudeer.

Die Solar Wind Composition Experiment is uitgevoer op Apollo 11, 12, 14, 15, en 16. Dit bestaan ​​uit 'n aluminiumfoelieblad, 1,4 meter by 0,3 meter, wat op 'n paal wat na die son kyk, ontplooi is. Aan Apollo 16, 'n platinumvel is ook gebruik. Hierdie foelie is gedurende 77 minute aan die son blootgestel Apollo 11 tot 45 uur aan Apollo 16, sodat sonwinddeeltjies hulself in die foelie kan inbed. Die foelie is dan na die aarde teruggestuur vir laboratoriumontleding. Hierdeur kon die chemiese samestelling van die ingeboude sonwind akkurater bepaal word as wat moontlik sou wees as die meting met behulp van afstandbeheerde instrumente op die Maan gedoen word, maar die tydperke waarop waarnemings gemaak kon word, beperk. Die isotope van die ligte edelgasse is gemeet, insluitend helium-3, helium-4, neon-20, neon-21, neon-22 en argon-36. Sommige metings in die samestelling van die sonwind is waargeneem in die metings van die verskillende missies. Hierdie variasies is gekorreleer met variasies in die intensiteit van die sonwind soos bepaal uit metings van magnetiese veld.

Die Solar Wind Spectrometer is op gebruik Apollo 12 en 15. Alhoewel die sonwind ione bevat van die meeste chemiese elemente (insluitend edelgasse wat deur die Solar Wind Composition Experiment gemeet word), is meer as 95% van die deeltjies in die sonwind elektrone en protone, in ongeveer dieselfde getalle. Die sonwindspektrometer het die vloed van protone en elektrone gemeet as 'n funksie van deeltjiesnelheid. Die metings is gedoen in 'n stel van sewe detektorkoppies met verskillende oriëntasies om die rigting van deeltjiebeweging te bepaal. Die meeste gemete vloed was in die detektor wat die meeste direk op die son gerig was.

Omdat die sonwindspektrometer deurlopende metings gedoen het, was dit moontlik om te meet hoe die aarde se magneetveld die sonwinddeeltjies wat aankom, beïnvloed. Ongeveer twee derdes van elke baan is die Maan buite die Aarde se magneetveld. Op hierdie tye was 'n tipiese protondigtheid 10 tot 20 per kubieke sentimeter, en die meeste protone het snelhede tussen 400 en 650 kilometer per sekonde. Vir ongeveer vyf dae van elke maand is die maan in die geomagnetiese stert van die aarde, en gewoonlik was geen sonwinddeeltjies waarneembaar nie. Die res van elke maanbaan is die maan in 'n oorgangsgebied bekend as die magnetosheath, waar die magnetiese veld van die aarde die sonwind beïnvloed, maar dit nie heeltemal uitsluit nie. In hierdie streek word die deeltjievloei verminder, met tipiese protonsnelhede van 250 tot 450 kilometer per sekonde. Gedurende die maannag is die spektrometer deur die maan teen die sonwind afgeskerm en geen sonwinddeeltjies is gemeet nie.


Son wind spoed

Gebruikte sonwindparameters: Datum: 25 06 2021 0604 UT-snelheid: 382 km / sec Bz: 0,0 nT Digtheid = 5,0 p / cc Berekende inligting uit sonwindparameters: Magnetopauze Afstandafstand = 12.2 Re Dynamiese druk op die sonwind Dp = 0.61nPa

Die diagram hierbo dui die sonwindspoed en -sterkte van die interplanetêre magnetiese veld (IMF) in die noord / suid rigting aan. Hoër sonwindspoed en sterk suidwysende (negatiewe) IMF hou verband met geomagnetiese storms op aarde. Die rooi gebied op die afbeelding dui 'n streek aan waarbinne versteurde toestande verwag kan word.

Die erwe op hierdie bladsy is vervaardig uit data wat deur die Amerikaanse NOAA Space Weather Prediction Centre (SWPC) verskaf is. Hierdie gegewensstel vir intydse sonwind (RTSW) is afkomstig van die NASA se Deep Space Climate Observatory (DSCOVR) satelliet. Die bostaande afbeelding toon met 'n swart vierkant die waarde van die sonwindspoed (horisontale) as en die sterkte van die interplanetêre magnetiese veld in die noord / suid rigting (Bz - vertikale as). Hoër sonwindspoed en sterk suidwysende (negatiewe) interplanetêre magnetiese veld hou verband met geomagnetiese steurings op aarde. Die rooi gebied op die afbeelding dui 'n streek aan waarbinne versteurde toestande verwag kan word. Die gekleurde punt binne die swart vierkant is 'n aanduiding van die wind se digtheid in die son en is geel as die digtheid 10 deeltjies per kubieke cm oorskry, en die rooi as die digtheid 15 deeltjies per kubieke cm oorskry, anders groen.

Die DSCOVR-ruimtetuig is op die L1-punt tussen die aarde en die son geposisioneer en gee ongeveer een uur vooraf kennis van die toestande op aarde. Hierdie tipiese levertyd neem af met vinniger sonwindspoed wat verband hou met koronale massa-uitwerpings.

Die magnetiese veld van die sonwind kan gemeet word in drie komponente, Bz, Bx en By. Bx lê langs die Son-Aarde-lyn, met Bz en Deur 'n vertikale vlak te definieer (die horlosie "gesig"). Die sonwindklokhoek is die hoek wat geproduseer word uit die vektorsom van By en Bz.

Die onderstaande foto toon onlangse neigings in sonwindspoed en interplanetêre magnetiese veld noord- / suidrigting.


Toegangsopsies

Kry volledige joernaaltoegang vir 1 jaar

Alle pryse is NETPryse.
BTW sal later by die betaalpunt gevoeg word.
Belastingberekening sal tydens die betaalpunt gefinaliseer word.

Kry tydsbeperking of volledige artikeltoegang op ReadCube.

Alle pryse is NETPryse.


Versnelling

Terwyl vroeë modelle van die sonwind hoofsaaklik op termiese energie staatgemaak het om die materiaal te versnel, was dit in die 1960's duidelik dat termiese versnelling alleen nie die hoë spoed van sonwind kan verklaar nie. 'N Bykomende onbekende versnellingsmeganisme is nodig en hou waarskynlik verband met magnetiese velde in die sonatmosfeer. & # 91 aanhaling nodig ]

Die son se korona, of uitgebreide buitenste laag, is 'n gebied van plasma wat tot meer as 'n megakelvin verhit word. As gevolg van termiese botsings het die deeltjies in die binnekorona 'n waaier en verspreiding van snelhede wat deur 'n Maxwelliaanse verdeling beskryf word. Die gemiddelde snelheid van hierdie deeltjies is ongeveer 145 & # 160km / s, wat ver onder die son ontsnap snelheid van 618 & # 160km / s is. Sommige van die deeltjies verkry egter energie wat voldoende is om die terminale snelheid van 400 & # 160km / s te bereik, wat hulle in staat stel om die sonwind te voed. Op dieselfde temperatuur bereik elektrone, as gevolg van hul veel kleiner massa, ontsnap-snelheid en bou hulle 'n elektriese veld op wat ione verder van die son af versnel. & # 9125 & # 93

Die totale aantal deeltjies wat deur die sonwind van die son af weggevoer word, is ongeveer 1,3 × 10 36 per sekonde. & # 9126 & # 93 Die totale massaverlies per jaar is dus ongeveer (2–3) × 10 −14 sonmassas, & # 9127 & # 93 of ongeveer 1,3-1,9 miljoen ton per sekonde. Dit is gelykstaande aan die verlies van 'n massa gelykstaande aan die aarde elke 150 en # 160miljoen jaar. & # 9128 & # 93 Slegs ongeveer 0,01% van die son se totale massa het egter deur die sonwind verlore gegaan. & # 9129 & # 93 Ander sterre het 'n baie sterker sterwind wat aansienlik hoër massaverlieskoerse tot gevolg het.


Samestelling en protonvloei uit die sonwind - sterrekunde

Die sonwind is nou bekend as 'n mengsel van materiale wat in die sonplasma voorkom, wat bestaan ​​uit geïoniseerde waterstof (elektrone en protone) met 'n komponent van 8% helium en spoorhoeveelhede swaar ione. Die sonwind is binne die rigting van die son opgemerk na die wentelbaan van Mercurius, en buite die bane van Uranus en Neptunus. Die stroom deeltjies word gemoduleer deur die druk (beide magneties en termies) aan die onderkant van die wind in die sonkorona, en tot 'n sekere mate deur sommige van die kenmerke van die sonwind, veral in die geval van hoëspoedstrome, kan geïdentifiseer word met spesifieke grootskaalse koronale kenmerke, die koronale gatstrukture.

Op die baan van die aarde bestaan ​​die gemiddelde sonwind uit 'n sterk geïoniseerde gas met 'n proton- en elektrondigtheid van ongeveer 3 - 10 deeltjies per kubieke sentimeter, met 'n gemiddelde vloeisnelheid van ongeveer 400 km / s. Soms word stroomstrukture in die bestendige sonwind bespeur, wat piek snelhede het wat neig na 'n gemiddelde van ongeveer 750 km / s naby die aarde. Soms word impulsiewe gebeure waargeneem met 'n piksnelheid van meer as 1000 km / s. Gestel 'n kort periode van versnelling in die lae korona bereik materiaal in die normale sonwind naby die ewenaar die aarde ongeveer vier dae nadat dit van die son vertrek het. Daar word gevind dat die temperature van die plasma op die aarde ongeveer 150.000 & # 176K is, ongeveer 'n faktor van tien laer as die beramings vir die temperatuur van die grootste deel van die koronale plasma wat in die boonste atmosfeer van die son voorkom.

Die fisiese meganisme wat verantwoordelik is vir die sonwind, is die verskil in druk tussen die korona en 'n punt in die ruimte (sê) op die aarde. Met behulp van gemiddelde temperatuur- en digtheidswaardes tussen die onderste korona en die sonwind wat op die aarde gemeet word, is die verskil in druk in die orde van 'n faktor van 'n miljoen, wat die uitwaartse vloei veroorsaak. Aangesien die elektriese geleidingsvermoë van die windmateriaal baie hoog is, aangesien die plasma byna volledig geïoniseer is, word die sonmagnetiese veldlyne in die materiaal gevries, en aangesien die materiaal uit 'n roterende ster na buite vloei, neem die vloei- en veldpatrone die algemene vorm van 'n spiraal. Die sonwind is in werklikheid die medium wat die magnetiese variasie van die son deur die heliosfeer verbind, die volume interplanetêre ruimte wat beïnvloed word deur magnetiese sonnevelde, met verskillende liggame wat in die sonnestelsel voorkom. Die wetenskaplike belangstelling in die sonwind spruit uit hierdie feit en het die aandag van navorsers om twee redes gehou: (1) In die mate dat die fisika van die sonwind bekend is, is dit moontlik om oorsaaklikheid vas te stel en voorspellende vermoë vas te stel. vir songeofisiese gebeure. (2) Die wye verskeidenheid fisiese toestande wat in die sonwind voorkom en die interaksies daarvan met gemagnetiseerde en nie-gemagnetiseerde planete, stof, kosmiese strale, komete en ruimtetuie, laat die ondersoek na fisiese meganismes toe wat nie maklik in die landlaboratorium gedupliseer kan word nie. Baie bydraes tot die basiese begrip van plasmaprosesse is geïdentifiseer en verstaan ​​in die konteks van die sonwind. Talle probleme wag op verdere ondersoek en oplossing.

In die ruimte tussen die wentelbane van Mercurius en Jupiter, is navorsing oor die sonwind oorheers deur data wat verkry is van instrumente wat op ruimtetuie gedra is, beperk tot naby die ekliptiese vlak. In 1990 is die gesamentlike ESA-NASA Ulysses missie van stapel gestuur met die doel om 'n stelselmatige eksperimentele ondersoek na die sonwind as 'n funksie van die sonbreedte te doen. Die ruimtetuig is in die rigting van Jupiter gelanseer en na 'n swaartekraghulp rondom die planeet is die resulterende baan van die baan baie geneig om die ruimtetuig oor die poolstreke van die Son te laat beweeg. Die eerste poolgang het in 1994 plaasgevind waartydens die Ulysses die plasma getoon wat afkomstig is van streke naby die suidelike sonpool. Sedert daardie tyd het dit na die sonekwator gery en sal dit 'n tweede (noord) poolgang in Augustus-September 1995 hê.

Gesamentlike SPARTAN 201-Ulysses bewerkings is gerig op die versameling van 'n volledige waarnemingsbeeld van die sonwind uit die poolgebiede. Die ruimtetuig Ulysses dra instrumente wat die temperatuur, digtheid, snelheid en magnetiese veldkonfigurasie sal meet op die plek van die ruimtetuig wat oor die sonpoolgebied sal wees en op 'n afstand van ongeveer 2,2 keer die afstand van die aarde tot die son. Die SPARTAN-instrumente, wat terselfdertyd waarneem, meet die digtheid en temperatuur van die proton- en elektronkomponente van die korona, en probeer om randvoorwaardes vas te stel vir die aanvanklike toestand van die sonwind, aangesien dit op sy pad uit die sonnestelsel vertrek. .

Ander hulpbronne vir die sonwind:

    Die Rice Universiteit Departement Ruimtefisika en Sterrekunde Ruimteweerbladsye

Dit is nog vroeë dae vir hierdie bladsy, mense.

Dit is die toegang tot hierdie bladsy sedert 10 Julie 1995. Keer terug na die SPARTAN 201-tuisblad.


Onlangse geo-effektiewe ruimteweergebeure en tegnologiese stelselimpak

Robert J. Redmon,. Dominic Fuller-Rowell, in Extreme Events in Geospace, 2018

4.1 Energetiese deeltjies en waarnemings van magnetiese veld by GEO

Waarnemings van die GEO-gelaaide deeltjie- en magnetiese veldomgewing vanaf die GOES Space Environment Monitor (SEM) word in Fig. 2 getoon. Protonvloei in 7 integrale energie wissel van & gt 1 tot & gt 100 MeV as gemiddeldes van 5 minute vanaf die westekyk-teleskope van die SEM Energetic Proton, elektron en Alpha Detector (EPEAD) instrument word in die boonste ry getoon. Die teleskope wat weswaarts kyk vir EPEAD word hier getoon, aangesien hulle groter sonprotonstrome waarneem as die oostelike aansig, as gevolg van eersgenoemde sien deeltjies waarvan die gyrosentrums buite geosinchrone baan lê en dus minder gefiltreer word deur die geomagnetiese veld (bv. Rodriguez et al., 2010). Net so word die gemiddelde elektronstrome in die drie integrale energiebereike: & gt 0.8, & gt 2, en & gt 4 MeV in die middelste ry getoon. Die vektormagnetiese veld is gemiddeld 1 min vanaf die MAG-instrument, word in die onderste ry getoon. 'N SEM-pakket is by alle NOAA-geostationêre satelliete ingesluit, beginnend met die Synchronous Meteorological Satellite (SMS) -1 (op 17 Mei 1974 bekendgestel). Vir 'n opsomming van die EPEAD-instrumentontwerp en afgeleide produkte, sien Hanser (2011), Rodriguez et al. (2014, 2017), Rodriguez (2014) en verwysings daarin. Vir 'n soortgelyke opsomming van die GOES MAG-instrument, sien Singer et al. (1996).

Fig. 2. GOES SEM-metings van gelaaide deeltjies en die magneetveld vir gebeurtenisse E1 (links), E2 (middel) en E3 (regs) vanaf die westelike (E1, E2) en oostelike (E3) lengtelyn waarneming. Protonstrome word in die boonste ry getoon vir die 7 integrale MeV-energiereekse: & ampgt 1 (swart), & ampgt 5 (rooi), & ampgt 10 (groen), & ampgt 30 (magenta), & ampgt 50 (blou)& ampgt 60 (pers), en & ampgt 100 (siaan). Aanvang van die SEP-gebeurtenis (E1, E3) word aangedui deur blou pyle waar & ampgt 10 MeV protonvloei (groen) oorskry die gestippelde punt blou lyn (groen kurwe, boonste ry). Elektronvloei word in die middelste ry vir die drie integrale MeV-reekse getoon: & ampgt 0,8 (swart), & ampgt 2 (rooi), & ampgt 4 (groen). Die verpletterde blou lyn is die waarskuwingsvlak vir & ampgt 2 MeV elektrone (rooi kurwe). Vektormagnetiese metings word in die onderste ry getoon met die EPN-oriëntasie: noordwaarts ("P", swart), aardse (“E,” rooi), en ooswaarts (“N,” groen). Geostasionêre magnetopouse-kruisings vir al drie gebeurtenisse word geannoteer blou pyle. Die vertikale spoor in die MAG-plot heel regs van E2 (middelste ry, onderste plot) is 'n kalibrasie-artefak. Gebeurtenisse E1 en E2 wys GOES-15, en E3 wys GOES-13, omdat die GOES-15 & # x27s-magnetometer op 25 Junie 2015 in 'n abnormale toestand was.

Van NOAA, https://ngdc.noaa.gov/stp.


Beskrywing

Ringstroom-protone van die Fok-ringstroommodel word bereken met behulp van plasma, 'n vierde toestand van materie, waar atome in ione afgebreek word en afsonderlike elektrone [[Woordelys / plasma]] en magnetiese veldwaardes van die SWMF-magnetosfeer. Die gebied van die ruimte wat deur die magnetiese veld van 'n ster of planeet. Die aarde en die magnetosfeer kry 'n skeurdruppelvorm onder invloed van die vloeiende sonwind. [[Woordelys / magnetosfeer]] simulasie en real-time sonwindplasma wat uit die son vloei [[Woordelys / sonwind]] metings vanaf die ACE, die Advanced Composition Explorer (ACE) ruimtetuig is op die Aarde-Son-lyn geplaas en bied metings van die sonwindplasma en stralingstoestande wat die aarde sal beïnvloed. [[Woordelys / ACE]] ruimtetuig.

Hierdie plot toon die vloed op die 2,8 keV energievlak, die derde laagste kanaal gemodelleer.

Die beelde spesifiseer die vloed in die innerlike magnetosfeer. Die gebied van die ruimte word oorheers deur die magnetiese veld van 'n ster of planeet. Die aarde en die magnetosfeer kry 'n traanval onder die invloed van die vloeiende sonwind. [[Woordelys / magnetosfeer]] voorspel deur die model.