На данный момент за Солнцем следят спутники, запущенные в рамках 5 программ: SDO, STEREO, PROBA-2, SOHO, GOES. За счёт инструментов, установленных на них, на Землю передаются снимки с беспрецедентными деталями. Обновление данных, как правило, происходит несколько раз в сутки. В данной статье вы найдете многочисленные изображения Солнца полученные на разных длинах волн, которые открывают различные солнечные явления: солнечные вспышки, корональные дыры, пятна и нити. Для переключения между снимками в разных волновых диапазонах, используйте стрелки навигации.
Это изображение показывает внешнюю атмосферу Солнца, называемую короной, а также горячую вспышечную плазму. Здесь ярко проявляются горячие активные области, солнечные вспышки и корональные выбросы массы. Темные области, называемые корональными дырами — это места, где излучается очень мало радиации, но они являются основным источником частиц солнечного ветра.
Где: Корона и плазма горячих вспышек
Длина волны: 193 ангстрем (0,0000000193 м) = крайний ультрафиолет
Видны первичные ионы: железо, ионизированное в 11 раз (Fe XII).
Температура: 1,25 миллиона °C (2,25 миллиона F)
Это изображение показывает области, где более холодные плотные шлейфы плазмы (волокна и протуберанцы) расположены над видимой поверхностью Солнца. Многие из них либо не видны, либо отображаются в виде темных линий на других изображениях. Яркие области показывают места с высокой плотностью плазмы.
Где: Верхняя хромосфера и нижняя переходная область
Длина волны: 304 ангстрем (0,0000000304 м) = крайний ультрафиолет
Видны первичные ионы: однократно ионизированный гелий (He II)
Температура: 50 000 °C (90 000 F)
На данном изображении хорошо видно корональные петли - дуги, отходящие от Солнца, где плазма движется вдоль силовых линий магнитного поля. Самые яркие пятна здесь - это места с исключительно сильным магнитным полем у поверхности.
Где: Тихая корона и верхняя переходная область
Длина волны: 171 ангстрем (0,0000000171 м) = крайний ультрафиолет
Видны первичные ионы: 8-кратно ионизированное железо (Fe IX)
Температура: 1 миллион °C (1,8 миллиона F)
На данном снимке хорошо видно активную область внешней атмосферы Солнца - корону. Здесь ярко проявляются активные области, солнечные вспышки и корональные выбросы массы. Темные области - это так называемые корональные дыры - места, где излучается очень мало радиации, но они являются основным источником частиц солнечного ветра.
Где: Активные области короны
Длина волны: 211 ангстрем (0,0000000211 м) = крайний ультрафиолет
Видны первичные ионы: 13-кратное ионизированное железо (Fe XIV)
Температура: 2 миллиона °C (3,6 миллиона F)
Это изображение предназначено для изучения солнечных вспышек. Канал, по которому оно сделано, измеряет чрезвычайно высокие температуры около 10 миллионов °C (18 миллионов F), а также холодную плазму около 400 000 °C (720 000 F). Он может делать снимки каждые 2 секунды (вместо 10) в уменьшенном поле зрения, чтобы рассмотреть вспышки более подробно.
Где: Вспыхивающие области короны
Длина волны: 131 ангстрем (0,0000000131 м) = крайний ультрафиолет
Видны первичные ионы: железо, ионизированное в 20 и 7 раз (Fe VIII, Fe XXI).
Температура: 10 миллионов °C (18 миллионов F)
На данном снимке выделяется активная область внешней атмосферы Солнца - корона. Здесь хорошо видны активные области, солнечные вспышки и корональные выбросы солнечной массы. Темные области - это корональные дыры, места, где излучается очень мало радиации, но они являются основным источником частиц солнечного ветра.
Где: Активные области короны
Длина волны: 335 ангстрем (0,0000000335 м) = крайний ультрафиолет
Видны первичные ионы: железо, ионизированное в 15 раз (Fe XVI).
Температура: 2,8 миллиона °C (5 миллионов F)
На данном снимке можно увидеть сетку ярких областей, которые выделяют места, где сосредоточены пучки линий магнитного поля. Однако небольшие области с большим количеством силовых линий будут казаться черными, как правило, возле солнечных пятен и активных областей.
Где: переходная область и верхняя фотосфера
Длина волны: 1600 ангстрем (0,00000016 м) = дальний ультрафиолет
Видны первичные ионы: трижды ионизированный углерод (C IV) и континуум
Температура: 6000 °C (11000 F) и 100000 °C (180000 F)
На данном снимке разными цветами показана сила магнитных полей на разных участках Солнца.
Сила магнитного поля
На данном фото можно заметить тёмные участки - это солнечные пятна, где из Солнца выходят линии магнитного поля. В этих областях могут происходить огромные взрывы и солнечные вспышки. Именно из-за солнечных вспышек, которые выбрасывают в космос большое количество плазмы, мы наблюдаем на Земле полярные сияния.
Изображение коронографа белого света LASCO C2 со спутника SOHO. За счёт искусственного солнечного затмения в центре, мы можем видеть как именно извергается корональная масса Солнца. Эти данные очень важны для понимания траектории корональных выбросов, так как они могут значительно влиять на геомагнитную обстановку на Земле. Данный снимок охватывает около 8,5 миллионов километров.
Ещё один снимок с коронографа белого света LASCO C3, который показывает направление выбросов корональной массы. Данный снимок охватывает около 45 миллионов километров. На фоне можно увидеть множество звёзд.
Также благодаря работе спутников STEREO и SDO мы можем узнавать что происходит на дальней от нас стороне солнечного диска. На данном изображении тёмные участки — это корональные дыры, а светлые — области солнечных пятен или протуберанцы.
Индекс вспышечной активности Солнца:
График вспышечной активности:
Спасибо!