La météorologie de l\'espace

Vitesse du vent solaire Champs magnetiques du vent solaire Flux radio 10,7 cm à midi
Bt Bz

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WARNING
Geomagnetic K-index of 4 expected
Issued: 5.07.2020 04.13 UTC
Geomagnetic K-index of 4 expected
Valid From: 2020 Jul 05 0411 UTC
Valid To: 2020 Jul 05 1500 UTC
Warning Condition: Onset

Potential Impacts: Area of impact primarily poleward of 65 degrees Geomagnetic Latitude.
Induced Currents - Weak power grid fluctuations can occur.
Aurora - Aurora may be visible at high latitudes such as Canada and Alaska.

ALERT
Geomagnetic K-index of 4
Issued: 7.06.2020 20.59 UTC
Geomagnetic K-index of 4
Threshold Reached: 2020 Jun 07 2059 UTC
Synoptic Period: 1800-2100 UTC

Active Warning: Yes

Potential Impacts: Area of impact primarily poleward of 65 degrees Geomagnetic Latitude.
Induced Currents - Weak power grid fluctuations can occur.
Aurora - Aurora may be visible at high latitudes such as Canada and Alaska.

WARNING
Geomagnetic K-index of 4 expected
Issued: 7.06.2020 20.51 UTC
Geomagnetic K-index of 4 expected
Valid From: 2020 Jun 07 2050 UTC
Valid To: 2020 Jun 08 0600 UTC
Warning Condition: Onset

Potential Impacts: Area of impact primarily poleward of 65 degrees Geomagnetic Latitude.
Induced Currents - Weak power grid fluctuations can occur.
Aurora - Aurora may be visible at high latitudes such as Canada and Alaska.

Table

Date Radio flux 10.7 cm SESC Le nombre des taches solaires Tache de la zone 10E-6 De nouvelles régions GOES15 X-ray Bkgd flux éclairs
X-ray Optique
C M X S 1 2 3
06-05-2020 71 13 130 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-06-2020 72 15 110 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-07-2020 73 16 100 0 * 0 0 0 1 0 0 0
06-08-2020 71 17 100 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-09-2020 72 14 70 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-10-2020 71 11 50 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-11-2020 72 11 50 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-12-2020 71 11 50 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-13-2020 69 11 60 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-14-2020 70 11 20 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-15-2020 70 11 10 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-16-2020 69 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-17-2020 69 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-18-2020 68 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-19-2020 69 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-20-2020 68 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-21-2020 68 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-22-2020 68 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-23-2020 67 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-24-2020 67 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-25-2020 69 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-26-2020 68 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-27-2020 69 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-28-2020 69 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-29-2020 69 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
06-30-2020 68 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
07-01-2020 68 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
07-02-2020 68 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
07-03-2020 69 0 0 0 * 0 0 0 0 0 0 0
07-04-2020 70 12 10 1 * 0 0 0 0 0 0 0
Moyenne/Total 69 5 25 1 0 0 0 1 0 0 0

Graphique de synthèse

éclairs

Vent solaire

Vent solaire

Le vent solaire est un flux de plasma libéré par la haute atmosphère du Soleil. Il se compose principalement d'électrons, de protons et de particules alpha dont les énergies sont généralement comprises entre 1,5 et 10 keV. Le flux de particules varie en densité, température et vitesse dans le temps et tout au long de la longitude solaire. Ces particules peuvent échapper à la gravité du Soleil en raison de leur haute énergie, de la haute température de la couronne et des phénomènes magnétiques, électriques et électromagnétiques qui s'y produisent.

Le vent solaire est divisé en deux composantes, appelées respectivement vent solaire lent et vent solaire rapide. Le vent solaire lent a une vitesse d'environ 400 km/s, une température de 1,4 à 1,6 million de Kelvins et une composition proche de la couronne. En revanche, le vent solaire rapide a une vitesse typique de 750 km/s, une température de 800 000 Kelvins et il correspond presque à la composition de la photosphère du Soleil. Le vent solaire lent est deux fois plus dense et plus variable en intensité que le vent solaire rapide. Le vent solaire lent a également une structure plus complexe, avec des régions turbulentes et des structures à grande échelle.

Flux radio solaire à 10.7 cm

Flux radio solaire à 10.7 cm

Le flux radio solaire à 10,7 cm (2800 MHz) est un excellent indicateur de l'activité solaire. Souvent appelé indice F10.7, c'est l'un des enregistrements les plus anciens de l'activité solaire. Les émissions radio F10.7 sont élevées dans la chromosphère et faibles dans la couronne de l'atmosphère solaire. Le F10.7 est bien corrélé avec le nombre de taches solaires ainsi qu'avec un certain nombre d'enregistrements d'irradiation solaire UltraViolet (UV) et visible. Rapporté en "unités de flux solaire", (s.f.u.), le F10.7 peut varier de moins de 50 s.f.u à plus de 300 s.f.u, au cours d'un cycle solaire.

Eruptions solaires

Eruptions solaires

Une éruption solaire est un éclair soudain observé à la surface du Soleil ou sur le limbe solaire, qui est interprété comme une grande libération d'énergie allant jusqu'à 6 × 10e25 joules d'énergie. Elles sont souvent, mais pas toujours, suivies d'une éjection de masse coronale colossale. L"éruption éjecte des nuages d'électrons, d'ions et d'atomes à travers la couronne du soleil dans l'espace. Ces nuages atteignent généralement la Terre un jour ou deux après l'éruption.

Les éruptions solaires affectent toutes les couches de l'atmosphère solaire (photosphère, chromosphère et couronne), lorsque le plasma est chauffé à des dizaines de millions de kelvins, tandis que les électrons, les protons et les ions lourds sont accélérés à la vitesse de la lumière. Ils produisent un rayonnement s'étendant à travers le spectre électromagnétique à toutes les longueurs d'onde, des ondes radio aux rayons gamma, bien que la plus grande partie de l'énergie soit répartie sur des fréquences extérieures au domaine visuel et que la majorité des éruptions ne soit pas visible à l'œil nu et doit être observée avec des instruments spéciaux. Les éruptions se produisent dans les régions actives autour des taches solaires, où des champs magnétiques intenses pénètrent dans la photosphère pour relier la couronne à l'intérieur du soleil. Les éruptions sont alimentées par la libération soudaine (sur des échelles de temps allant de quelques minutes à quelques dizaines de minutes) de l'énergie magnétique stockée dans la couronne. Les mêmes dégagements d'énergie peuvent produire des éjections de masse coronale (CME), bien que la relation entre les CME et les éruptions ne soit pas encore bien établie.

La fréquence d'apparition des éruptions solaires varie, de plusieurs par jour lorsque le Soleil est particulièrement «actif» à moins d'une par semaine lorsque le Soleil est «calme», suivant le cycle de 11 ans (le cycle solaire). Les grandes éruptions solaires sont moins fréquentes que les plus petites.

Classification

Les éruptions solaires sont classées A, B, C, M ou X selon le fluxmaximal (en watts par mètre carré, W / m2) de rayons X de 100 à 800 picomètres près de la Terre, tel qu'il est mesuré par le satellite GOES.

Classification Intervalle de pic de flux à 100-800 picomètres
W/m2
A < 10e-7
B 10e-7 à 10e-6
C 10e-6 à 10e-5
M 10e-5 à 10e-4
X 10e-4 à 10e-3
Z > 10e-3

Une classification antérieure des éruptions est basée sur des observations spectrales Hα. Le schéma utilise à la fois l'intensité et la surface d'émission. La classification en intensité est qualitative, se référant aux éruptions comme: (f)aible, (n)ormale ou (b)rillante. La surface d'émission est mesurée en millionièmes d'hémisphère et est décrite ci-dessous. (La superficie totale de l'hémisphère AH est de 6,2 x 10e12 km2.)

Classification Surface corrigée
(millionièmes d'hémisphère)
S < 100
1 100 - 250
2 250 - 600
3 600 - 1200
4 > 1200

Nombre de taches solaires

Nombre de taches solaires

Les taches solaires sont des phénomènes temporaires sur la photosphère du Soleil qui apparaissent visuellement sous forme de taches sombres par rapport aux régions environnantes. Elles correspondent àdes concentrations de champ magnétique qui inhibent la convection et entrainent une température de surface réduite par rapport à la photosphère environnante. Les taches solaires apparaissent généralement par paires, avec des paires de polarité magnétique opposées. Le nombre de taches solaires varie selon le cycle solaire d'environ 11 ans.

Les populations de taches solaires augmentent rapidement et diminuent plus lentement sur un cycle irrégulier de 11 ans, bien que des variations significatives dans le nombre de taches solaires observées pendant la période de 11 ans soient connues sur de plus longues périodes. Par exemple, de 1900 à 1960, la tendance des maxima solaires du nombre de taches solaires a été à la hausse; depuis les années 1960 jusqu'à aujourd'hui, il a quelque peu diminué. Au cours des dernières décennies, le Soleil a connu un niveau moyen d'activité solaire très élevé; Il était aussi actif il y a plus de 8 000 ans.

Le nombre de taches solaires est corrélé avec l'intensité du rayonnement solaire depuis 1979, lorsque des mesures satellitaires du flux radiatif absolu sont devenues disponibles. Puisque les taches solaires sont plus sombres que la photosphère environnante, on peut s'attendre à ce que plus de taches solaires conduisent à moins de rayonnement solaire et à une constante solaire diminuée. Cependant, les marges environnantes des taches solaires sont plus brillantes que la moyenne, et sont donc plus chaudes. Dans l'ensemble, plus de taches solaires augmentent la constante solaire ou la luminosité du Soleil. La variation causée par le cycle des taches solaires sur la production solaire est relativement faible, de l'ordre de 0,1% de la constante solaire (un creux de 1,3 W / m2 contre 1366 W / m2 pour la constante solaire moyenne).

K-indices



Aujourd’hui


0h
UTC
3h
UTC
6h
UTC
9h
UTC
12h
UTC
15h
UTC
18h
UTC
21h
UTC
2 3 3 3 2 1 2



Données


Planétaires estimées

Planétaires estimées

Date A K-indices (UTC)
0h 3h 6h 9h 12h 15h 18h 21h
06-06-2020 3 1 1 1 1 1 0 0 0
06-07-2020 9 1 2 1 1 1 2 4 3
06-08-2020 4 2 2 1 1 1 1 1 0
06-09-2020 5 1 1 0 1 1 1 2 3
06-10-2020 7 2 2 2 3 1 1 1 1
06-11-2020 4 1 2 1 1 1 1 0 0
06-12-2020 4 1 1 1 1 1 1 1 1
06-13-2020 3 0 1 1 0 1 1 0 0
06-14-2020 2 0 0 0 0 0 0 1 1
06-15-2020 4 1 1 1 2 1 1 1 0
06-16-2020 5 1 1 2 1 1 1 2 2
06-17-2020 5 2 1 1 2 2 1 0 0
06-18-2020 4 1 2 1 1 1 1 1 1
06-19-2020 5 1 2 0 1 1 1 2 2
06-20-2020 6 2 2 2 1 1 1 1 1
06-21-2020 4 1 1 1 1 1 1 1 1
06-22-2020 4 1 1 1 1 1 1 0 2
06-23-2020 4 1 1 1 1 1 1 1 2
06-24-2020 5 2 2 1 1 1 1 1 1
06-25-2020 3 1 1 1 0 1 1 0 2
06-26-2020 6 2 0 1 1 1 1 2 3
06-27-2020 7 2 1 2 2 3 1 1 2
06-28-2020 4 2 1 1 1 1 1 1 1
06-29-2020 3 1 1 0 0 1 1 1 0
06-30-2020 4 2 2 2 0 1 1 0 2
07-01-2020 6 1 1 1 1 1 0 2 3
07-02-2020 4 1 1 1 0 1 1 1 1
07-03-2020 4 1 1 1 1 1 1 1 1
07-04-2020 7 1 1 1 2 2 1 3 3
07-05-2020 10 2 3 3 3 2 1 2

Latitudes moyennes

Date A K-indices
06-06-2020 2 0 0 0 1 1 1 1 0
06-07-2020 10 1 2 1 2 2 2 4 3
06-08-2020 6 2 3 1 2 1 2 1 0
06-09-2020 5 1 0 0 2 2 2 2 2
06-10-2020 11 2 3 3 4 1 2 2 1
06-11-2020 4 1 2 0 1 2 1 1 1
06-12-2020 6 1 2 0 2 2 3 2 1
06-13-2020 4 0 0 0 1 3 2 1 0
06-14-2020 3 0 0 1 1 2 1 2 1
06-15-2020 5 1 1 1 2 2 2 1 1
06-16-2020 7 1 1 1 1 2 3 3 2
06-17-2020 5 2 1 0 2 3 2 1 0
06-18-2020 5 1 3 1 1 2 1 1 1
06-19-2020 7 1 2 1 2 2 2 3 2
06-20-2020 7 2 2 3 1 2 2 2 1
06-21-2020 4 1 1 0 2 2 1 2 1
06-22-2020 3 0 0 0 2 2 1 1 1
06-23-2020 6 0 1 1 2 1 3 2 2
06-24-2020 7 2 2 1 2 2 2 2 2
06-25-2020 2 1 0 0 0 1 1 1 2
06-26-2020 6 2 0 1 0 2 2 2 3
06-27-2020 6 2 1 2 2 2 2 1 2
06-28-2020 4 2 2 0 1 2 1 1 1
06-29-2020 4 1 1 0 1 2 2 2 1
06-30-2020 5 2 2 2 1 2 1 0 2
07-01-2020 6 1 1 1 2 2 1 3 2
07-02-2020 5 1 1 0 1 3 2 1 1
07-03-2020 5 1 1 2 1 3 1 1 1
07-04-2020 9 1 1 2 2 3 2 3 3
07-05-2020 3 3 3 3 3 1 2

Latitudes élevées

Date A K-indices
06-06-2020 4 1 1 0 3 2 0 0 0
06-07-2020 5 1 2 1 1 0 1 3 2
06-08-2020 3 2 2 0 0 1 1 1 0
06-09-2020 1 1 0 0 0 0 0 1 1
06-10-2020 11 2 3 4 4 1 1 1 0
06-11-2020 2 1 2 1 0 1 0 0 0
06-12-2020 2 1 1 1 1 0 0 0 0
06-13-2020 0 0 0 0 0 0 0 0 0
06-14-2020 0 0 0 0 0 0 0 1 0
06-15-2020 8 0 1 1 4 4 0 1 0
06-16-2020 3 1 1 2 1 0 0 2 1
06-17-2020 3 2 0 1 0 2 1 0 0
06-18-2020 2 0 1 1 1 2 0 1 0
06-19-2020 3 1 2 0 1 1 0 1 1
06-20-2020 8 2 3 4 3 0 0 0 0
06-21-2020 2 1 1 0 1 1 0 0 0
06-22-2020 0 0 0 0 1 0 0 0 0
06-23-2020 1 0 1 1 0 0 0 0 1
06-24-2020 3 1 1 1 1 0 2 1 0
06-25-2020 0 0 0 0 0 0 0 0 0
06-26-2020 4 1 0 0 1 3 1 1 2
06-27-2020 7 3 2 2 3 2 0 1 1
06-28-2020 2 2 1 0 2 0 0 0 0
06-29-2020 1 1 1 0 0 0 0 0 0
06-30-2020 3 2 2 2 0 0 0 0 1
07-01-2020 3 1 1 1 2 0 0 2 1
07-02-2020 2 1 1 0 0 1 1 1 0
07-03-2020 2 1 1 1 2 0 0 0 0
07-04-2020 4 1 1 1 0 2 1 2 2
07-05-2020 2 4 6 5 3 1 1

A propos de...

L'index K quantifie les perturbations dans la composante horizontale du champ magnétique terrestre à l'aide d'un entier compris entre 0 et 9, 1 étant calme et 5 ou plus indiquant une tempète géomagnétique. Il est dérivé des fluctuations maximales des composantes horizontales observées sur un magnétomètre pendant un intervalle de trois heures. Le label K vient du mot allemand Kennziffer qui signifie "caractéristique digitale". L'index K a été introduit par Julius Bartels en 1938.

L'indice Kp planétaire estimé sur 3 heures est calculé au Centre de prévision météorologique spatiale de la NOAA en utilisant les données des magnétomètres au sol suivants:

  • Sitka, Alaska
  • Meanook, Canada
  • Ottawa, Canada
  • Fredericksburg, Virginie
  • Hartland, Royaume Uni
  • Wingst, Allemagne
  • Niemegk, Allemagne
  • Canberra, Australie

Ces données sont rendues disponibles grace aux efforts de coopération entre SWPC et les fournisseurs de données du monde entier, qui comprennent actuellement l'US Geological Survey, les Ressources naturelles Canada (RNCAN), le British Geological Survey, le Centre allemand de recherche en géosciences (GFZ) et Géoscience Australie. Les observations magnétométriques importantes sont également fournies par l'Institut de Physique du Globe de Paris et par le Centre coréen de météorologie spatiale. Les indices K sont émis lorsque les indices Kp estimés les plus élevés de la NOAA sont K = 5, 6, 7 ou> = 8 et sont rapportés en termes d'échelle G NOAA. Les avertissements de l'indice K sont émis lorsque des indices Kp de NOAA estimés de 4, 5, 6 et 7 ou plus sont attendus. Les alertes indice K sont émises lorsque les indices Kp estimés NOAA atteignent 4, 5, 6, 7, 8 ou 9.


Plus de détails
Source de données: NOAA, Wikipedia

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