Космос та Плазма ★★ Середній

🌞 Сонячний Вітер та Магнітосфера

Сонце постійно викидає заряджені частинки зі швидкістю 400–800 км/с. Магнітний диполь Землі відхиляє цей потік, утворюючи порожнину — магнітосферу — з ударною хвилею, магнітопаузою, магнітним плащем та магнітним хвостом. Коли міжпланетне магнітне поле (ММП) повертається на південь, магнітне перезʼєднання дозволяє частинкам рухатися вздовж силових ліній і спричиняти полярне сяйво.

vsw = 400 км/с Відстань магнітопаузи = — RЗ Полярне сяйво Kp: —

Взаємодія Сонячного Вітру з Магнітосферою

Ударна хвиля: зона, де надзвуковий сонячний вітер різко гальмується до суб-альфвенівських швидкостей. Відстань зупинки ≈ 14 RЗ з боку Сонця. Показано помаранчевим.

Магнітопауза: межа рівноваги тиску між магнітним плащем (стиснута плазма сонячного вітру) і внутрішньою магнітосферою. Описується моделлю Шу (1997): r = r0 (2/(1+cos φ))α, r0 ≈ 10–12 RЗ, α ≈ 0.58. Показано синім.

ММП Bz: коли міжпланетне магнітне поле спрямоване на південь (Bz < 0), воно антипаралельне денному полю Землі — що вмикає магнітне перезʼєднання. Частинки потрапляють у полярні каспи й рухаються до полюсів, зумовлюючи полярне сяйво. Перетягніть повзунок Bz нижче −2 нТ, щоб побачити цей ефект.

Про шейдер сонячного вітру та магнітосфери

Ця симуляція малює магнітосферу Землі як єдиний GLSL фрагментний шейдер у реальному часі — без жодної системи частинок, лише замкнена геометрія, обчислена для кожного пікселя. На кожному кадрі відстань зупинки магнітопаузи r0 обчислюється з динамічного тиску сонячного вітру (density × (speed/400)²) і сили диполя Землі, а потім розгортається в межу у стилі Шу (1997): r = r0·(2/(1+cos φ))0.58, при цьому ударна хвиля проведена на відстані 1.32×r0. Шум фрактального броунівського руху (fBm) переносить потік плазми і вигинає його навколо денної межі, тоді як клиноподібний магнітний хвіст витягується у бік від Сонця. Синтетичний індекс Kp, що залежить від швидкості вітру та активності бурі/КВМ, підсилює яскравість двох овалів полярного сяйва біля полюсів.

Що ви бачите

Що показано

Ударна хвиля, магнітопауза, магнітний плащ і витягнутий магнітний хвіст — усе побудовано із замкнених рівнянь меж, а не змодельованих частинок. Два овали полярного сяйва яскравішають біля полюсів, коли зростає синтетичний індекс Kp.

Як користуватися

Перетягуйте швидкість вітру, силу поля Землі, густину вітру та активність бурі/КВМ, щоб змінювати форму магнітосфери в реальному часі. Натисніть «Сонячна буря!», щоб миттєво підняти активність до максимуму, а потім спостерігайте, як вона поступово спадає до вихідного рівня.

Чи знали ви?

Під час потужних геомагнітних бур справжня магнітопауза може стиснутися всередину геостаціонарної орбіти (~6.6 радіуса Землі), ненадовго залишаючи супутники зв'язку без захисту перед плазмою сонячного вітру — саме таке стиснення й моделює формула відстані зупинки в цьому шейдері.

Поширені запитання

Що таке модель магнітопаузи Шу, використана тут?

Функція magnetopause(phi, r0) у шейдері реалізує межу у стилі Шу (1997): r = r0·(2/(1+cos φ))α, де α = 0.58, φ — кут від лінії Сонце–Земля, а r0 — підсонячна відстань зупинки. Захисне обмеження max(1+cos φ, 0.18) біля хвоста запобігає сингулярності при наближенні φ до π. Ударна хвиля використовує ту саму формулу з r0, помноженим на 1.32, оскільки вона розташована далі від Землі, ніж магнітопауза.

Чому магнітопауза стискається при збільшенні швидкості чи густини вітру?

Функція standoff() обчислює динамічний тиск press = density × (speed/400)², а потім r0 = 0.42 × (fieldStrength / (press × storm))1/6, обмежене діапазоном 0.16–0.62 умовних одиниць екрана. Оскільки press стоїть у знаменнику під коренем шостого степеня, швидший або густіший вітер підвищує тиск і стискає r0 — це спрощений відгомін реального балансу тиску, що визначає справжню відстань до магнітопаузи Землі.

Як обчислюється синтетичний показник Kp полярного сяйва?

Паралельно працюють дві споріднені формули: показник на екрані використовує kpLevel() = storm×7 + ((speed−300)/500)×2, обмежений діапазоном 0–9 за зразком реальної геомагнітної шкали Kp, а сам шейдер обчислює kp = 0.3 + storm×0.9 + ((speed−300)/500)×0.4, щоб визначити яскравість двох полярних овалів сяйва. Обидва значення зростають з активністю бурі/КВМ і швидкістю сонячного вітру, тож рух будь-якого повзунка — або натискання «Сонячна буря!» — швидше запалює полюси.

Це справжня симуляція частинок сонячного вітру?

Ні — уся сцена, включно з сяйвом Сонця, потоком плазми, дугами ударної хвилі й магнітопаузи, магнітним хвостом, Землею та полярним сяйвом, малюється аналітично всередині одного GLSL фрагментного шейдера, що виконується на повноекранному квадраті. Шум фрактального броунівського руху (fbm) надає плазмі турбулентного, текучого вигляду, але жодні окремі заряджені частинки не інтегруються крізь магнітне поле — межі та світіння є замкненими функціями положення й часу.

Що формує магнітний хвіст з нічного боку?

Половина ширини хвоста tailHalf = r0 × (0.95 + 0.25×fieldStrength), а маска нічного боку обмежує хвіст стороною Землі, віддаленою від Сонця (де d.x від'ємне). У цьому клині яскравіше світіння «плазмового шару» малюється по центральній лінії хвоста, а його інтенсивність модулюється тією самою функцією fbm-шуму, що й для сонячного вітру з навітряного боку, тож хвіст мерехтить, а не виглядає плоским трикутником.