PL 
EnglishDomyślny
Українська🌞 Wiatr słoneczny i magnetosfera Ziemi — fala uderzeniowa, magnetopauza, zorza
Symulacja cząstek wiatru słonecznego oddziałujących z dipolem magnetycznym Ziemi. Fala uderzeniowa, magnetopauza (model Shue), magnetosheath i zorza, gdy Bz pola IMF skręca na południe.
Podobne symulacje
O shaderze wiatru słonecznego i magnetosfery
Ta symulacja renderuje magnetosferę Ziemi jako pojedynczy, działający w czasie rzeczywistym fragment shader GLSL – nie ma tu systemu cząstek, jedynie geometria w postaci zamkniętej, obliczana dla każdego piksela. W każdej klatce odległość standoff magnetopauzy r0 jest wyprowadzana z ciśnienia dynamicznego wiatru słonecznego (gęstość × (prędkość/400)²) oraz siły dipola Ziemi, po czym przekształcana w granicę w stylu Shue (1997): r = r0·(2/(1+cosφ))0,58, przy czym fala uderzeniowa jest wyznaczana na 1,32×r0. Szum fraktalnego ruchu Browna (fBm) unosi strumień plazmy i wygina go wokół granicy po stronie dziennej, podczas gdy klinowaty ogon magnetosfery rozciąga się w kierunku przeciwnym do Słońca. Syntetyczny wskaźnik Kp, sterowany prędkością wiatru oraz aktywnością burzową/CME, rozjaśnia dwa owale zorzowe w pobliżu biegunów.
Na co patrzysz
Co pokazuje
Falę uderzeniową, magnetopauzę, magnetosferę osłonową (magnetosheath) oraz rozciągnięty ogon magnetosfery – wszystkie wyznaczone z równań granicznych w postaci zamkniętej, a nie symulowanych cząstek. Dwa owale zorzowe rozjaśniają się w pobliżu biegunów, gdy rośnie syntetyczny wskaźnik Kp.
Jak korzystać
Przeciągaj suwaki prędkości wiatru, siły pola Ziemi, gęstości wiatru oraz aktywności burzowej/CME, aby w czasie rzeczywistym przekształcać kształt magnetosfery. Naciśnij Burza słoneczna!, aby podbić aktywność do maksimum i obserwować, jak przez kolejne sekundy powraca do poziomu wyjściowego.
Czy wiesz, że…
Podczas silnych burz geomagnetycznych prawdziwa magnetopauza może skurczyć się do wnętrza orbity geostacjonarnej (ok. 6,6 promienia Ziemi), na krótko wystawiając satelity komunikacyjne na działanie nieosłoniętej plazmy wiatru słonecznego – dokładnie to skompresowanie modeluje formuła odległości standoff w tym shaderze.
Najczęściej zadawane pytania
Czym jest zastosowany tu model magnetopauzy Shue?
Funkcja shadera magnetopause(phi, r0) implementuje granicę w stylu Shue (1997): r = r0·(2/(1+cosφ))α z α = 0,58, gdzie φ to kąt od linii Słońce–Ziemia, a r0 to odległość standoff w punkcie podsłonecznym. Zabezpieczenie ogranicza mianownik do max(1+cosφ, 0,18) w pobliżu ogona, aby uniknąć osobliwości, gdy φ zbliża się do π. Fala uderzeniowa wykorzystuje ten sam wzór, przy czym r0 jest skalowane przez 1,32, ponieważ fala znajduje się dalej od Ziemi niż sama magnetopauza.
Dlaczego magnetopauza kurczy się, gdy zwiększam prędkość lub gęstość wiatru?
Funkcja standoff() oblicza człon ciśnienia dynamicznego press = gęstość × (prędkość/400)², a następnie ustala r0 = 0,42 × (siłaPola / (press × burza))1/6, ograniczone do przedziału 0,16–0,62 jednostek ekranu. Ponieważ press znajduje się w mianowniku pod pierwiastkiem szóstego stopnia, szybszy lub gęstszy wiatr zwiększa ciśnienie i zmniejsza r0 – jest to łagodne odzwierciedlenie rzeczywistej zależności równowagi ciśnień, która wyznacza faktyczną odległość magnetopauzy Ziemi.
Jak obliczana jest syntetyczna wartość Kp zorzy?
Równolegle działają dwa powiązane wzory: odczyt na ekranie wykorzystuje kpLevel() = burza×7 + ((prędkość−300)/500)×2, ograniczony do zakresu 0–9, aby naśladować rzeczywistą geomagnetyczną skalę Kp, natomiast sam shader oblicza kp = 0,3 + burza×0,9 + ((prędkość−300)/500)×0,4, aby ustalić, jak mocno rozjaśniają się oba biegunowe owale zorzowe. Obie wartości rosną wraz z aktywnością burzową/CME i prędkością wiatru słonecznego, więc przesunięcie któregokolwiek suwaka – lub naciśnięcie przycisku Burza słoneczna! – szybciej rozjaśnia bieguny.
Czy to jest prawdziwa symulacja cząstek wiatru słonecznego?
Nie – cała scena, w tym poświata Słońca, strumień plazmy, łuki fali uderzeniowej i magnetopauzy, ogon magnetosfery, Ziemia oraz zorza, są malowane analitycznie wewnątrz jednego fragmentu shadera GLSL działającego na pełnoekranowym quadzie. Szum fraktalnego ruchu Browna (fbm) nadaje plazmie turbulentny, płynący wygląd, ale nie ma tu pojedynczych naładowanych cząstek całkowanych w polu magnetycznym – granice i poświata są funkcjami pozycji i czasu w postaci zamkniętej.
Co kształtuje ogon magnetosfery po stronie nocnej?
Połowa szerokości ogona wynosi tailHalf = r0 × (0,95 + 0,25×siłaPola), a maska strony nocnej ogranicza ogon do strony Ziemi odwróconej od Słońca (gdzie d.x jest ujemne). W tym klinie jaśniejsza poświata „warstwy plazmowej" jest rysowana wzdłuż linii środkowej ogona, a jej intensywność jest modulowana tą samą funkcją szumu fbm, która jest używana dla nadchodzącego wiatru słonecznego, dzięki czemu ogon migocze, zamiast wyglądać jak płaski trójkąt.