地磁気の状況
太陽風が地球に与える影響を確認できます。L1付近を周回する DSCOVR と ACE 衛星からリアルタイムで取得したデータです。
リアルタイム太陽風
太陽風速度は、プラズマが太陽から地球へどれほど速く移動しているかを示します。通常は 300-400 km/s です。500 km/s を超えると地磁気嵐が起こる可能性が大きく高まり、オーロラが低緯度まで広がりやすくなります。
1立方センチメートルあたりのプラズマ粒子数を示します。高密度（10 p/cm³ 超）はオーロラの「燃料」となり、非常に明るく、活発で、肉眼でも見やすい状態を生み出します。
惑星間磁場全体の強さを示します。Bz が負でも、強い地磁気嵐を引き起こすには十分に高い Bt（例：> 10 nT）が必要です。
最も重要な要素です。惑星間磁場（IMF）の向きを示します。太陽粒子が地球の大気に入り込むには、地球磁場とつながる負の値（南向き）である必要があります。より大きな負の値ほど好条件です。
Kp予測・活動状況
赤線（Viewline）は、天候が最適な場合にオーロラが地平線上に見える可能性がある最南端を示します。
Kp指数は、地球磁場の乱れを0から9の尺度で表します。グラフには直近数時間の活動が表示されます。緑は静穏、黄は中程度の活動、赤は地磁気嵐が進行中であることを示します。
NOAA が予測する今後3日間の最大 Kp ピークです。
エネルギー・宇宙空間での伝播
半球電力は、太陽粒子が上層大気に与える総エネルギーを推定します。リアルタイムの状況把握では Kp よりも精度の高い指標です。20 GW 未満は活動が弱い状態です。50～100 GW では、広範囲に壮大なオーロラが現れます。
NASA/NOAA のこのモデルは、コロナ質量放出（CME）が太陽から地球へ伝わる様子をシミュレーションします。黄色（または緑）の点が地球です。高密度のプラズマ波（赤/白）が地球に衝突している場合、強い地磁気嵐がまもなく到来することを示します。
ライブウェブカメラ
主要な北極圏ウェブカメラを通じて、現在の活動をリアルタイムで確認できます。
観測データをいつでも手元に
アプリをダウンロードして、Kp、負の Bz、近くでのライブ目撃情報に合わせたカスタム音声アラートを設定しましょう。
