69 Geomagnetne nevihte ob koncu cikla sonč nih peg Rudi Č op 1 Povzetek Geomagnetne nevihte nastajajo ob poveč ani aktivnosti Sonca. Najstarejši nač in ugotavljanja te aktivnosti je štetje sonč nih peg na vidni strani sonč nega diska. Danes to aktivnost spremljamo s pomoč jo instrumentov na vesoljskih plovilih. Ob č asu pomladnih in jesenskih enakonoč ij in ob nekaterih prehodih Zemlje skozi mejno področ je magnetnega polja v medplanetarnem prostoru se poveč a število tako polarnih sijev kot geomagnetnih neviht. Geomagnetne nevihte lahko povzroč ajo izbruhi v koroni Sonca ali prehodi Zemlje preko tokovnic sonč nega vetra z različ no hitrostjo in gostoto. Uč inki interakcije medplanetarnega in zemeljskega magnetnega polja se ne kažejo enako po celotni zemeljski obli. Magnetogrami geomagnetnih neviht, izmerjeni na geomagnetnih observatorijih v srednjem širinskem pasu niso enaki magnetogramom, izmerjenih v ekvatorialnem pasu ali v polarnem območ ju. V č lanku so obdelani tipič ni primeri geomagnetnih neviht, izmerjeni na geomagnetnem observatoriju PIA (Piran, Slovenia) tekom leta 2016. Aktivnost Sonca je bila v tem letu zelo majhna, ker je cikel sonč nih peg postopoma prehajal v obdobje svojega minimuma. Ključ ne besede: izvori geomagnetnih neviht, sonč ni cikli, mejno področ je magnetnega polja v medplanetarnem prostoru, ekvatorialni krožni električ ni tok Key words: sources of geomagnetic storms, solar cycles, heliospheric current sheet, equatorial ring current Ciklič ne spremembe števila geomagnetnih neviht Geomagnetne nevihte so moč ne in nestalne spremembe zemeljskega magnetnega polja. Nastajajo zaradi udarnih valov, nastalih v sonč nem vetru (Č op, 2016) ob izbruhih v koroni Sonca CME (angl. coronal mass ejections) ali zaradi prehodov Zemlje preko tokovnic sonč nega vetra s poveč ano hitrostjo CIR (angl. corotating interaction regions), ki izhajajo iz lukenj v koroni Sonca (Lakhina & Tsurutani, 2016). V primeru, da je magnetno polje IMF (angl. interplanetary magnetic field) v medplanetarnem prostoru v bližini Zemlje obrnjeno v južno smer, potem se le-to poveže z zemeljskim magnetnim poljem in se zato v magnetosferi ustvarijo razpoke (Parker, 2001; Rangarajan & Barreto, 2000). Skozi te razpoke nato vdre sonč ni veter in vpliva tako na magnetosfero kot tudi na celotno atmosfero. Geomagnetne nevihte je mogoč e meriti na geomagnetnih observatorijih na površini Zemlje. Stanje vremena v vesolju v bližini Zemlje (angl. space weather) (Kane, 2006), ki pogojuje njihov nastanek, merimo s pomoč jo merilnih instrumentov na vesoljskih plovilih. Pogostnost geomagnetnih neviht je vezana na cikel sonč nih peg (Maunder, 1904; Geomagnetic Storms, 2011) in je največ ja v č asu njegovega maksimuma ter v č asu njegovega pojemanja. Tako v ciklu sonč nih peg kot v ciklu geomagnetnih neviht je zaznaven 27 dnevni efektivni obrat Sonca (Reuveni & Price, 2009) in 22 letni cikel preklopov njegovih magnetnih polov (Mursula et al., 2002). Velik del geomagnetnih neviht se namreč ponavlja v ritmu efektivnega obrata Sonca (Dan et al., 2014) (Slika1). Zaradi tega so geomagnetne nevihte napovedljive, predvsem tiste z manjšo jakostjo. 1 Zavod Terra Viva, Sv. Peter 115, 6333 Seč ovlje 70 Slika 1 - Potek druge polovice 23. in sedanjega 24. sonč nega cikla (Solar Cycle Progression, 2016). V krivulji, ki ni glajena, so opazni efektivni obrati Sonca. Osnovno določ ilo za aktivnost Sonca je število in površina sonč nih peg v posameznem dnevu leta, opaženih na vidnem delu sonč nega diska (Hathaway, 2010; Svalgaard, 2013). Solarna aktivnost ni določ ena s številom sonč nih peg samo zaradi enostavnosti in toč nosti tega določ evanja, temveč tudi zaradi dolžine teh opazovanj, ki se merijo v stoletjih. Sonč ne pege so temnejši deli sonč eve površine, v katerih magnetno polje iz notranjosti Sonca prodre na površino in se v obliki zank zaključ uje nad njo. Število sonč nih peg se poveč uje in zmanjšuje v periodah, ki v povpreč ju trajajo nekaj več kot 11 let. Vendar se aktivnost Sonca ne opisuje le s številom sonč nih peg, temveč tudi z njegovim sevanjem elektromagnetnih valov dolžine 10,7 cm, emisijo elementarnih delcev velikih energij SEP (angl. solar energetic particles) ter številom sonč nih bakel in izbruhov v koroni Sonca CME. Vsa ta opazovanja je mogoč e uspešno opraviti le iz vesoljskih plovil. Opazovanje Sonca s pomoč jo solarnih radioteleskopov pa je mogoč e tudi iz površine Zemlje in to ob vsakem vremenu. Jakost mikrovalov dolžine 10,7 cm (2,8 GHz) izsevanih iz Sonca (angl. solar flux) je namreč proporcionalna jakosti tako njegovih žarkov X kot tudi jakosti celotnega spektra ultravijolič nih žarkov. Je v korelaciji s stopnjo ionizacije atmosfere in je zato jakost mikrovalov frekvence 2,8 GHz skupaj z geomagnetnimi indeksi pomembna za napoved širjenja elektromagnetnih valov skozi zemeljske zrač ne plasti (Tohmatsu, 1990; Eddy, 2009). Že pred stoletji so opazili, da se pogostnost polarnih sijev poveč a na vsake pol leta. Po zač etku sistematič nih geomagnetnih meritev v prvi polovici devetnajstega stoletja je bil tudi v njih prepoznan vzorec polletne spremenljivosti. Polletne spremembe geomagnetne aktivnosti poskušajo razložiti s pomoč jo relativnih sprememb položaja Zemlje glede na vidni disk Sonca, relativnih sprememb položaja osi vrtenja Zemlje glede na zveznico med njo in Soncem ter na osnovi šestmeseč ne spremembe medplanetarnega magnetnega polja, obravnavanega v solarnih koordinatah (Russell & McPherron, 1973; Clivera, et al., 2002). Nobena od teh skupin razlag pa ne uspe vključ iti tudi dnevne spremembe zemeljskega magnetnega polja, izmerjene na površini Zemlje. Na polletne spremembe geomagnetne aktivnosti oč itno moč no vplivajo medsebojna povezava (interakcije) sonč nega vetra in magnetosfere Zemlje ter prenos energije med njima. Te povezave se v zadnjem desetletju 71 pospešeno raziskuje s floto satelitov, ki preletavajo območ je zemeljske magnetosfere (Blagau, 2007; Choi, 2016). Prehod Zemlje skozi mejno področ je magnetnega polja v medplanetarnem prostoru Na osnovi meritev medplanetarnega magnetnega polja, ki so se zač ele v šestdesetih letih preteklega stoletja s pomoč jo satelitov, je bil potrjen obstoj najprej sonč nega vetra, nato pa še medplanetarnega magnetnega polja (Ness, 1967). Najprej so bile te meritve narejene okoli Zemlje, z razvojem satelitske, telekomunikacijske in merilne tehnike pa tudi v preostalem medplanetarnem prostoru vse do roba heliosfere (Burlaga, et al. 2008). Vzporedno so se razvijali tudi ustrezni matematič ni modeli medplanetarnega magnetnega polja (Zhao & Hoeksema, 1994; Linker, 1998). Znanje o njem pa se še vedno dopolnjuje. Slika 2 - Risba mejnega področ ja magnetnega polja v medplanetarnem prostoru s Soncem v sredini. Njegovo magnetno polje je v zač etni fazi sonč nega cikla bipolarno (Artist's Conception, 2006). Izvor magnetnega polja v medplanetarnem prostoru je Sonce, sonč ni veter pa ga po tem prostoru raznaša v radialni smeri (Boberg, et al., 2002). Ta izhodišč na razlaga se je postopoma dopolnila z ugotovitvijo, da se medplanetarno magnetno polje zač enja oblikovati v sonč evi fotosferi. Z oddaljenostjo od Sonca se sicer zamotana podoba magnetnega polja v njegovi fotosferi vedno bolj poenostavlja. Na oddaljenosti okoli 2,3 polmera Sonca se v njegovem ekvatorialnem delu ustvari enotno mejno področ je, ki deli medplanetarni prostor v dva dela. V enem delu je magnetno polje usmerjeno proti, v drugem pa od Sonca. V tem solarnem mejnem področ ju teč ejo električ ni toki (angl. heliospheric current sheet). Tokovna plošč a, ki obdaja Sonce, je nagnjena glede na njegov ekvator za 15°. Tokovni disk, ki obkroža Sonce in se širi po celotni heliosferi, obstaja v območ ju, kjer sonč evo magnetno polje spremeni svojo smer. V tem tokovnem disku nastajajo valovi majhnih amplitud, podobni Alfvenovim strižnim valovom (Wilcox & Scherrer, 1981; 72 Bertin & Coppi, 1985). Zaradi vrtenja nam najbližje zvezde se ti valovi oblikujejo v spirale (Gekelman, et al., 1997). Celotno mejno področ je preoblikujejo spremembe v sonč nem vetru, ki se širijo v medplanetarni prostor s povpreč no hitrostjo med 300 in 800 km/s (Svalgaard & Wilcox, 1976). Za krajši ali daljši č as pa nanj moč no vplivajo izbruhi v koroni Sonca CME (Kataoka, et al., 2009). Skoraj v celotnem sonč nem ciklu je oblika mejnega področ ja medplanetarnega magnetnega polja rezultat bipolnega magnetnega polja Sonca (Slika 2) z motnjami, ki jih ustvarja njegovo štiri-polno magnetno polje. Štiri-polno magnetno polje se pojavi okoli maksimuma sonč nega cikla. V samem maksimumu, ob preklopu magnetnih polov na Soncu, pa postane oblika magnetnega polja Sonca zelo komplicirana (Hudson, et al., 2015). Solarno mejno področ je zajema celotni solarni sistem in je eno največ jih struktur v njem. Med seboj loč uje področ ja z nasprotno usmerjenostjo medplanetarnega magnetnega polja. Zemlja pri svojem obhodu okoli Sonca to strukturo več krat preč ka. Preide jo v nekaj urah do največ v nekaj dneh, kar pomeni, da je relativno zelo tanka. Ker v njej teč ejo električ ni toki, so ob prehodu Zemlje skoznjo pogostejši polarni siji in geomagnetne nevihte. Krožni električ ni tok Krožni električ ni tok (angl. ring current) teč e v ravnini geomagnetnega ekvatorja znotraj magnetosfere (Slika 3). V č asu geomagnetnih neviht povzroč a znatne spremembe zemeljskega magnetnega polja v krajih z nižjo geografsko širino (Kobea, et al., 1998; Egeland & Burke, 2012). Slika 3 - Poenostavljena slika magnetosfere s prisojne strani Zemlje z električ nimi toki: a) na dnevni in na noč ni strani magnetopavze; b) vzdolž magnetnih silnic Zemlje (FAC - field- aligned current, Birkeland current); c) krožni električ ni tok v ravnini ekvatorja; in d) preč ni električ ni tok v repu magnetosfere (Eddy, 2009). 73 Prvi je teorijo o obstoju krožnega električ nega toka objavil norveški matematik in fizik Carl Størmer (1874-1957) leta 1910 (Egeland & Burke, 2013). Z njo je razložil premik polarnih sijev od polov proti ekvatorju v č asu moč nih geomagnetnih neviht. S to teorijo pa se ni dalo razložiti prehoda elementarnih delcev iz sonč nega vetra med plasti magnetosfere, kjer tvorijo krožni električ ni tok. Z odkritjem šibkega toda stalnega medplanetarnega magnetnega polja in njegove povezave z magnetnim poljem Zemlje (merging – reconnection model) (Reconnection of Magnetic Fields, 2007) je bil odkrit tudi mehanizem vnosa elementarnih delcev sonč nega vetra v magnetosfero, v plazmosfero. Še vedno pa je neznan mehanizem pospeševanja sicer hladnih ionov kisika O + na energijski nivo krožnega električ nega toka (Kistler, 2017; Moore et al., 2017), ali z drugimi besedami, ni še razložen nač in prenosa energije na te pozitivne ione. Geomagnetno miren dan Na geomagnetnem observatoriju PIA se za zvezno registracijo sprememb zemeljskega magnetnega polja uporablja triosni magnetometer fluxgate. Iz eno-sekundnih merilnih podatkov, ki jih magnetometer izmeri, se skoraj v realnem č asu izrač unajo enominutne srednje vrednosti, iz njih pa nato geomagnetni indeksi K (Č op, et al., 2015). Indeks K podaja relativno spremembo v triurnem č asovnem intervalu glede na geomagnetno miren dan. Izrač unan je iz meritve horizontalnih komponent zemeljskega magnetnega polja na posameznem geomagnetnem observatoriju v č asu UTC (Coordinated Universal Time). Vrednosti tega indeksa so prilagojene vsakemu geomagnetnemu observatoriju posebej. V daljšem č asovnem obdobju se njegove vrednosti ponovijo na vseh observatorijih približno enako krat. Ker je indeks K logaritmič ne oblike, bi bila zato dnevna vsota vrednosti vseh osmih indeksov posameznega dneva geometrijska vsota (Understanding Solar Metrics Data, 2015). Linearni ekvivalent geomagnetnega indeksa K je indeks a (preglednica 1). Vsota vseh osmih indeksov a posameznega dne je indeks A, ki pa je aritmetič na vsota. Preglednica 1 - Geomagnetni indeks K in a ter stanje geomagnetnega polja. Indeks: Vrednosti: K 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 a 0 3 7 15 27 48 80 140 240 400 Stanje: mirno mirno nestanovitno razburkano geomagnetna nevihta Nevihta: manjša zmerna moč na huda ekstremna G1 G2 G3 G4 G5 Geomagnetno zelo miren dan je določ en s pomoč jo geomagnetnih indeksov K (Č op, et al., 2015), kot primer so izrač unani na osnovi meritev na geomagnetnem observatoriju PIA (Piran, Slovenia) (Slika 4). 21. oktobra 2016 je bila na tem observatoriju vsota geomagnetnega indeksa S K = 1, A = 3, na planetarni ravni pa S K p = 3, A p = 9 (Preglednica 1). Observatorij PIA leži v srednjih severnih geografskih širinah na f = 45,5°. Na ta geomagnetno zelo miren dan je bila izmerjena absolutna vrednost vektorja zemeljskega magnetnega polja F [nT] na treh geomagnetnih observatorijih na zelo različ nih geografskih širinah (Slika 5). V meritvi opravljeni na observatoriju ASC (Ascension Island) se opazi vpliv krožnega električ nega toka. Ta observatorij leži v ekvatorialnem pasu na južni geografski širini f = 8,0°. 74 Slika 4 - Vrednosti lokalnih geomagnetnih indeksov K na observatoriju PIA od 20. do 22. oktobra 2016. Slika 5 - Magnetogrami izmerjeni 21. oktobra 2016 na treh geomagnetnih observatorijih z različ no geografsko širino. Geomagnetne nevihte v zač etku maja 2016 Geomagnetne nevihte v zač etku maja 2016 spadajo v opazovano obdobje dveh efektivnih obratov Sonca, ki vsak traja po 27 dni (Wilcox et al., 1974; Švestka, 1968). Opazovano obdobje se je zač elo 4. aprila 2016 in se je konč alo 27. maja 2016. Sonce je bilo preko vsega opazovanega obdobja zelo mirno. Ni bilo zaznanih izbruhov v koroni Sonca CME, zato je bilo geomagnetno polje pretežno mirno in le obč asno zmerno razburkano (Preliminary Report, 2016a). 2. aprila 2016 je Zemlja v nekaj urah prešla prehodni del medplanetarnega magnetnega polja. Ob tokratnem prehodu skozi to območ je je Zemlja prišla v območ je negativnega magnetnega polja (Preliminary Report, 2016a). Medplanetarno magnetno polje s tako usmeritvijo ima komponento Z usmerjeno proti jugu in se zelo lahko poveže z magnetnim poljem Zemlje. Zato so se v opazovanem obdobju pojavili spomladanski polarni siji in ponavljajoč e se geomagnetne nevihte. Te nevihte so bile v opazovanem obdobju povzroč ene izključ no zaradi prehodov Zemlje preko tokovnic hitrejšega sonč nega vetra, ki je izhajal iz lukenj v koroni Sonca. V prvih 27 dneh opazovanega obdobja od 4. do 30. aprila 2016, od 95. do 121. dneva v letu 2016, sta bili na observatoriju PIA registrirani dve geomagnetni nevihti (Slika 6), na planetarni ravni pa tri. V drugem efektivnem obratu Sonca, ki je trajal od 1. do 27. maja 2016 ali od 122. do 148. dneva v letu 2016, sta bile registrirani tako na observatoriju PIA kot tudi na planetarni ravni dve geomagnetni nevihti (Slika 7). V vsem opazovanem obdobju nobena od geomagnetnih neviht ni presegla zmerne stopnje G2 (angl. moderate) (Preglednica 1) (NOAA, 2011; Poole, 2000). Dnevna geomagnetna aktivnost, ki je bila izmerjena na observatoriju PIA, je izražena s 24-urnim geomagnetnim indeksom A. V celotnem prvem delu opazovanega obdobja je bila ta aktivnost, podana kot vsota posameznih dnevnih aktivnosti, S A = 231, v drugem pa S A = 291 ali za 1/4 več ja (25,97%) od predhodnega obdobja. 75 Slika 6 – Lokalni geomagnetni indeks A za posamezni dan od 4. do 30. aprila 2016. Slika 7 – Lokalni geomagnetni indeks A za posamezni dan od 1. do 27. maja 2016. Iz luknje v koroni Sonca izhajajoč i sonč ni veter poveč ane hitrosti je povzroč il geomagnetno nevihto 8. maja 2016 (129 dan v letu 2016), ki je trajala preko 24 ur. Bila je najmoč nejša v prvi polovici leta 2016 in je na nekaterih delih planeta dosegla stopnjo G3 (angl. strong). Ta luknja v koroni Sonca je nato zašla za zahodnim limbom sonč nega diska. Že po koncu opazovanega obdobja se je ponovno pojavila na vzhodni strani Sonca. Ponovno je povzroč ila geomagnetno nevihto 4. in 5. junija 2016. Tokrat je bila šibkejša kot v predhodnem efektivnem obratu Sonca od 1. do 27. maja 2016, kljub temu pa je na višjih geografskih širinah zaznavno vplivala na elektroenergetske sisteme in na širjenje radijskih signalov. Vesoljska plovila so se zaradi poveč ane hitrosti sonč nega vetra težje samodejno orientirala, v nižjih orbitah pa se je poveč al pritisk nanje (Extreme space weather, 2013). Dva izvora geomagnetnih neviht 8. oktobra 2016 okoli 16:00 UTC je na severni polobli Sonca nastala eksplozija v njegovem magnetnem polju, ki je kot izbruh v koroni CME odnesla sonč evo plazmo v medplanetarni prostor (Preliminary Report, 2016b). Ta prehodni pojav v heliosferi je zemeljsko magnetosfero dosegel 12. oktobra malo pred koncem tega dneva (Slika 8). Najprej je bil zaznan nenadni impulz v zemeljskem magnetnem polju. Ker je bila magnetna orientacija izbruha v koroni Sonca, ki je ta dan dosegel Zemljo, v smeri proti jugu, sta se obe magnetni polji med seboj povezali in povzroč ili geomagnetno nevihto. Ta je naslednji dan dosegla stopnjo G1 (angl. minor), ki se je nato 14. oktobra 2016 umirila (Slika 9). Med 11. in 12. oktobrom 2016 je na južni polobli Sonca v koroni nastala obsežna luknja. Iz nje je v smeri proti Zemlji izhajal sonč ni veter več je hitrosti, ki je Zemljo dosegel 16. oktobra 2016. Na prednjem robu toka sonč nega vetra s poveč ano hitrostjo je bilo prehodno območ je med tistim z nižjo in tistim z višjo hitrostjo. Ta prehod je skupaj z razliko gradienta gostote delcev sonč nega vetra ter ustrezna usmerjenost spremljajoč ega magnetnega polja povzroč il geomagnetno nevihto znač ilne oblike (Slika 10, Slika 11). 76 Slika 8 - Na observatoriju PIA izmerjena sprememba horizontalne komponente geomagnetnega polja H v dneh od 12. do 14. oktobra 2016. Slika 9 – Lokalni geomagnetni indeksi K izrač unani na osnovi meritev na observatoriju PIA v treh zaporednih dneh od 12. do 14. oktobra 2016. Zaključ ki V letu 2016 ni bilo mogoč e opaziti sonč nih peg na Soncu tudi po ves teden. To se je zgodilo prvič po letu 2010, ko se je zaključ il predhodni sonč ni cikel. Torej tudi sedanji 24. sonč ni cikel prehaja v obdobje minimuma. Iztekel pa se bo v letu 2019 ali 2020, ko sonč ne pege ne bodo vidne tudi po ves mesec. Manjše število sonč nih peg pomeni, da je sonč nih bakel vse manj in da so izbruhi v koroni Sonca CME vse redkejši. Č eprav je Sonce mirno, pa je stanje v vesolju okoli Zemlje le spremenjeno glede na obdobje maksimuma. Zgornje zrač ne plasti Zemlje so se skrč ile. Pogoji širjenja elektromagnetnih valov skozi zrač ne plasti so se torej spremenili kot tudi pogoji kroženja predmetov okoli Zemlje na nizkih orbitah. Zaradi manjše aktivnosti Sonca se je skrč ila tudi celotna heliosfera in medzvezdni prostor se je približal Zemlji. Zato se je poveč ala emisija kozmič nih žarkov na njeno površino. Subatomski delci velikih energij, ki sestavljajo kozmič ne žarke, pa pospešujejo tvorbo oblakov v nižjih plasteh Zemljine atmosfere (Svensmark, 2000). Slika 10 - Na observatoriju PIA izmerjena sprememba horizontalne komponente zemeljskega magnetnega polja H v dneh od 16. do 18. oktobra 2016. Slika 11 – Lokalni geomagnetni indeksi K izrač unani na osnovi meritev na observatoriju PIA v treh zaporednih dneh od 16. do 18. oktobra 2016. 77 V obdobju minimuma sonč nega cikla povzroč ajo geomagnetne nevihte predvsem prehodi Zemlje preko tokovnic različ nih hitrosti sonč nega vetra. En sam izvor geomagnetnih neviht pa poenostavi opazovanje prehoda Zemlje skozi solarno mejno področ je, kar je bilo v obdobju maksimalne aktivnosti Sonca težje izvedljivo. Razlaga merilnih rezultatov spremembe zemeljskega magnetnega polja, ki so bili izmerjeni na geomagnetnem observatoriju na površini Zemlje, je poenostavljena. Ko je medplanetarno magnetno polje orientirano tako, da se združi z zemeljskim magnetnim poljem, vsak prehod našega planeta preko tokovnic različ nih hitrosti sonč nega vetra povzroč i tudi geomagnetno nevihto. Literatura Artist's Conception of the Heliospheric Current Sheet (2006). Stanford (CA, US): The Wilcox Solar Observatory – WSO. http://wso.stanford.edu/gifs/HCS.html (3. april 2016) Bertin, G., Coppi, B. (1985). Bending Waves and Current Disk Model for the Heliosphere. The Astrophysical Journal, 298, 387-399. Blagau, A. (2007). Characteristics of Earth’s magnetopause from Cluster measurements. Dissertation. München (D): Ludwig-Maximilians-Universität München; Faculty of Geosciences. Boberg, F., Lundstedt, H., Hoeksema, J. T., Scherrer, P. H., Liu, W. (2002). Solar mean magnetic field variability: A wavelet approach to Wilcox Solar Observatory and SOHO/Michelson Doppler Imager observations. Journal of Geophysical Research, 107 (A10: 1318). Burlaga, L. F., Ness, N. F., Acuna, M. H., Wang, Y.-M., Sheeley Jr, N. R., Wang, C., Richardson, J. D. (2008). Global structure and dynamics of large-scale fluctuations in the solar wind: Voyager 2 observations during 2005 and 2006. Journal of Geophysical Research, 113, A02104. Choi, Q. C. (2016). NASA Probes Witness Powerful Magnetic Storms Near Earth, a Space First. Space.com, 12 May 2016. http://www.space.com/32866-explosive-magnetic-reconnection-storms-spotted-nasa-probes. html (14. maj 2016) Clivera, E. W., Kamideb, Y., Ling, A. G. (2002). The semiannual variation of geomagnetic activity: phases and profiles for 130 years of aa data. Journal of Atmospheric and Solar- Terrestrial Physics, 64, 47–53. Č op, R., Deželjin, D. De Reggi, R. (2015). Določ itev lokalnega geomagnetnega indeksa K. Geodetski vestnik, 59 (4), 697-708. Č op, R. (2016). Vpliv Sonca na prenos merilnih podatkov v realnem č asu po omrežju mobilne telefonije. Geodetski vestnik, 60 (2), 197-211. Dan, A., Chaudhuri, D., Nag, A. (2014). Geomagnetic Parameters Influencing Geomagnetic Storms in Relation to Solar Terrestrial Relationship. International Journal of Innovative Research in Science, Engineering and Technology IJIRSET, 3 (6), 63-67. Eddy, A. J. (2009). The Sun, the Earth, and Neara-Earth Space. A Guide to the Sun-Earth system. NASA Living With a Star grant number NNG06EC631. NASA Publication #NP-2009-1-066- GSFC. Washington (DC, US): U.S. Government Printing Office. Egeland, A., Burke, W. J. (2012). The ring current: a short biography. History of Geo and Space Sciences, 3, 131–142. Egeland, A., Burke, J. W. (2013). Carl Størmer, Auroral Pioneer. Astrophysics and Space Science Library. Berlin, Heidelberg (D): Springer. Extreme space weather: impacts on engineered systems and infrastructure (2013). London (UK): Royal Academy of Engineering. Geomagnetic Storms (2011). OECD/IFP Futures Project on “Future Global Shocks”. Burlington (MA, US): CENTRA Technology. 78 Gekelman, W., Vincena, S., Leneman, D., Maggs, J. (1997). Laboratory Experiments on Shear AlfvØn Waves, and their Relationship to Space Plasmas. Journal of Geophysical Research, 102, 7225-7236. Hathaway, H. D. (2010). The Solar Cycle. Living Reviews in Solar Physics, 7, 1. Hudson, H., Svalgaard, L., Hannah, I. (2015). Solar Sector Structure. arXiv.org; Open access to 1,143,281 e-prints in Physics, Mathematics, Computer Science, Quantitative Biology, Quantitative Finance and Statistics. Ithaca (NY, US): Cornell University; Corenll University Library. Kane, R. P. (2006). The idea of Space Weather – A historical perspective. Advances in Space Research, 37, 1261–1264. Kataoka, R., Ebisuzaki, T., Kusano, K., Shiota, D., Inoue, S., Yamamoto, T. T., Tokumaru, M. (2009). Three-dimensional MHD modeling of the solar wind structures associated with 13 December 2006 coronal mass ejection. Journal of Geophysical Research, 114, A10102. Kobea, A. T., Amory-Mazaudier, C., Do, J. M., Luhr, H., Houngninou, E., Vassal, J., Blanc, E., Curto, J. J. (1998). Equatorial electrojet as part of the global circuit: a case-study from the IEEY. Annales Geophysicae, 16, 698-710. Kistler, M. L. (2017). The Impact of O+ on Magnetotail Dynamics. Magnetosphere-Ionosphere Coupling in the Solar System. Geophysical Monograph 222. Editors: Charles R. Chappell, Robert W. Schunk, Peter M. Banks, James L. Burch, Richard M. Thorne. Washington (DC, US): American Geophysical Union AGU; Hoboken (NY, US): John Wiley and Sons, 79-100. Lakhina, S. G., Tsurutani, T. B. (2016). Geomagnetic storms: historical perspective to modern view. Geoscience Letters, 3:5. Linker, A. J. (1998). Global Magnetohydrodynamic Modeling of the Solar Corona. Final report. NASA Contract: NASW-4968. San Diego (CA, US): Science Application International Cooperation. Maunder, E. W. (1904). Note on the distribution of sun-spots in heliographic latitude, 1874-1902. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 64, 747-761. Moore, E. T., Brenneman, S. K., Chappell, R. C., Clemmons, H. J., Collinson, A. G., Cully, C., Donovan, E., Earle, D. G., Gershman, J. D., Heelis, R. A., Kistler, M. L., Kepko, L., Khazanov, G., Knudsen, J. D., Lessard, M., MacDonald, A. E., Nicolls, J. M., Pollock, J. C., Pfaff, R., Rowland, E. D., Sanchez, E., Schunk, R. W., Semeter, J., Strangeway, J. R., Thayer, J. (2017). Future Atmosphere‐ Ionosphere‐ Magnetosphere Coupling Study Requirements. Magnetosphere- Ionosphere Coupling in the Solar System. Geophysical Monograph 222. Editors: Charles R. Chappell, Robert W. Schunk, Peter M. Banks, James L. Burch, Richard M. Thorne. Washington (DC, US): American Geophysical Union AGU; Hoboken (NY, US): John Wiley and Sons. Mursula, K., Usoskin, I. G., Kovaltsov, G. A. (2002). A 22-year cycle in sunspot activity. Advance in Space Research, 29 (12), 1979-1984. Ness, F. N. (1967). Direct measurements of interplanetrary magnetic field and plasma. X-612-67- 293; NASA TM X-55830. Greenbelt (MA, US): Goodard Space Flight Center. NOAA Space Weather Scales (2011). Boulder (CO, US): National Oceanic and Atmospheric Administration; National Weather Service; National Centers for Environmental Prediction; Space Weather Prediction Center. Parker, E. N. (2001). A history of early work on the heliospheric magnetic field. Journal of Geophysical Research, 106 (A8), 15,797-15,801. Poole, I. (2002). Understanding Solar Indices. Newington (CT, US): American Radio Relay League – ARRL. QST, September 2002, 38-40. Preliminary Report and Forecast of Solar Geophysical Data (The Weekly). SWPC PRF 2119 – 2126 (2016a). Boulder (CO, US): National Weather Service; Space Weather Prediction Center - SWPC, 1996-2016. Preliminary Report and Forecast of Solar Geophysical Data (The Weekly). SWPC PRF 2119 – 2126 (2016b). Boulder (CO, US): National Weather Service; Space Weather Prediction Center - SWPC, 2144-2149. Rangarajan, G. K., Barreto, L. M. (2000). Long term variability in solar wind velocity and IMF intensity and the relationship between solar wind parameters & geomagnetic activity. Earth Planets Space, 52, 121–132. 79 Reconnection of Magnetic Fields; Magnetohydrodynamics and Collisionless Theory and Observations (2007). Edited by J . Birn and E . R . Priest. Cambridge University. Reuveni, Y., Price, C. (2009). A new approach for monitoring the 27-day solar rotation using VLF radio signals on the Earth’s surface. Journal of Geophysical Research, 114, A10306. Russell, C.T., McPherron, R. L. (1973). Semiannual Variation of Geomagnetic Activity. Journal of Geophysical Research, 78 (1), 92. Solar Cycle Progression; Sunspot Number Progression (2016). Boulder (CO, US): National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA); Space Weather Prediction Center (SWPC). http://www.swpc. noaa.gov/products/solar-cycle-progression (15. december 2016) Svalgaard, L. (2013). Solar activity – past, present, future. Journal of Space Weather and Space Climate, 3, A24. Svalgaard, L., Wilcox, J. M. (1976). Three-dimensional structure of the extended solar magnetic field and the sunspot cycle variation in cosmic ray intensity. Stanford (CA, US): Stanford University, 1976. Svensmark, H. (2000). Cosmic Rays and Earth’s Climate. Space Science Reviews, 93, 155-165. Švestka, Z. (1968). Effects associated with the Sector Boundary crossing on July 8, 1966. Solar Physics, 4 (3), 361-372. Tohmatsu, T. (1990). Compendium of Aeronomy. Translated by Ogawa, T. Developments in Earth and Planetary Sciences, Series Volume 7. Rotterdam; Springer Netherlands, p.31. Understanding Solar Metrics Data; Making Sense of the Solar Metrics (2015). AM 5-610. Fort Huachuca (AZ, US): Department of the Army Military Auxiliary Radio System. Wilcox, M. J., Scherrer, H. P., Svalgaard, L., Roberts, O. W., Olson, H. R., Jenne, L. R. (1974). Influence of Solar magnetic Sector Structure on Terrestrial Atmospheric Vorticity. Journal of tte Atmosferic Sciences, 31, 581- 588. Wilcox, M. J., Scherrer, H. P. (1981). What Causes the Warp in the Heliospheric Current Sheet? Journal of Geophysical Research, 86 (A7), 5899-5900. Zhao, X., Hoeksema, J. T. (1994). A coronal magnetic field model with horizontal volume and sheet currents. Solar Physics, 151, 91-105.