Эта страница ещё дополняется...
На этой странице представлена информация о Солнечной активности. Все данные обрабатываются раз в суткиEIT 304 - Активные области и корональные дыры Солнца. Каждое яркое пятно соответствует 60-80 тысячам градусов по Кельвину (t+273°C)
EIT 171 -
Фото Солнца со спутника SDO, температура поверхностных слоёв
AIA 193 | AIA 304 | AIA 171 | AIA 211 |
AIA 131 | AIA 335 | AIA 094 | AIA 1600 |
AIA 1700 | AIA 4500 |
AIA (Atmospheric Imaging Assembly) – можно перевести как ансамбль атмосферных изображений, инструмент AIA установленный на борту SDO позволяет получать изображения солнечной атмосферы на 10 выделенных частотах в ультрафиолетовом диапазоне. Наблюдение солнечной атмосферы с помощью инструмента AIA позволяет визуализировать процессы, происходящие в глубине солнечной атмосферы. Изображения AIA охватывают не менее 1.28 солнечного диаметра, что позволяет изучать коронарные выбросы. Обновление происходит каждые 10 секунд
Название канала AIA | Преимущественные ионы | Область атмосферы Солнца | Логарифм температуры T°K, lg(T) |
видимый цвет | совокупность | фотосфера | 3.7 |
1700 Å | совокупность | температурный минимум фотосферы | 3.7 |
304 Å | He II | хромосфера, переходная область | 4.7 |
1600 Å | C IV+cont. | переходная область + верхняя фотосфера | 5.0 |
171 Å | Fe IX | спокойная корона, верх переходной области | 5.8 |
193 Å | Fe XII, XXIV | корона и горячие коронарные выбросы | 6.1, 7.3 |
211 Å | Fe XIV | активные области короны | 6.3 |
335 Å | Fe XVI | активные области короны | 6.4 |
94 Å | Fe XVIII | области вспышек | 6.8 |
131 Å | Fe VIII, XX, XXIII | области вспышек | 5.6, 7.0, 7.2 |
Композитные изображения солнечной короны, спутниковая обсерватория SDO
AIA 211 193 171 | AIA 304 211 171 | AIA 094 335 193 | AIA 171 & HMIB |
Композитные изображения солнечной атмосферы позволяют визуализировать объемную картину коронального магнитного поля, распределение температур. Объединение композитных изображений в видео ряд позволяет отслеживать динамику изменения магнитного поля и распределения температур.
По данным космической, спутниковой обсерватории SDO. Обновление изображений происходит каждые 10 секунд. Для просмотра в большем масштабе кликните по фотографии.
HMI фотографии Солнца, спутниковая обсерватория SDO
HMI Magnetogram | HMI Intensitygram | HMI Dopplergram |
HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) – это прибор, предназначенный для исследования колебаний и магнитного поля на поверхности Солнца, или фотосферы. HMI, принимает излучение Солнца длинна волны 6173 Å почти непрерывно формируя терабайт данных за один день. Снимки Солнца HMI выполнены в градациях серого цвета.
HMI формирует три изображения: HMI Magnetogram – магнитограмма, HMI Intensitygram – интенсивность магнитного поля, HMI Dopplergram – доплеровский сдвиг.
Основными целями исследований при помощи HMI являются:
- динамика конвективной зоны и солнечного динамо;
- происхождение и эволюция солнечных пятен;
- источники и движущие силы солнечной активности;
- связь между внутренними процессами и динамики короны, гелиосферы;
- прогнозирование солнечных возмущений.
HMI производит измерение движения фотосферы для изучения солнечных колебаний и измерение поляризации для изучения всех трёх компонентов фотосферного магнитного поля. HMI нацелен на определение источников и механизмов вспышечной активности Солнца. Данные HMI так же позволяют изучать корональное магнитное поле. Наблюдения с помощью HMI позволяют установить отношение между внутренней динамикой и магнитной активностью.
На магнитограмме (HMI Magnetogram) видны светлые и тёмные области соответствующие различным полюсам магнитного поля.
Интенсивность магнитного поля, а точнее области наибольшей интенсивности выделены на HMI Intensitygram.
Доплеровский эффект благодаря спектральному сдвигу позволяет визуализировать конвективную грануляцию. Более светлые области двигаются от нас, тёмные – к нам. Интересно, что западная часть cолнечного диска темнее восточной это вызвано проявлением эффекта Доплера в результате вращения Солнца.
По данным космической, спутниковой обсерватории SDO. Обновление изображений происходит каждые 10 секунд. Для просмотра в большем масштабе кликните по фотографии.
На изображении показано интегрированное на интервале 10 минут солнечное излучение в экстремальном ультрафиолетовом диапазоне 0.1- 7.0 нм.
Графики плотности потока солнечного излучения в экстремальном ультрафиолетовом диапазоне [мВт•м-2], при вспышках на Солнце обычно наблюдаются специфические всплески УФ излучения, по виду которых можно классифицировать вспышку.
Излучение в экстремальном (дальнем) ультрафиолетовом диапазоне (Extreme Ultraviolet 121 нм –10 нм) и более коротковолновом, активно поглощается атмосферой Земли, поэтому его наблюдение возможно только в космическом пространстве с помощью вакуумных приборов. В рамках проекта SDO проводятся исследования динамики изменения солнечного излучения в экстремальном УФ диапазоне (EVE - Extreme Ultraviolet Variability Experiment). Излучение в экстремальном УФ диапазоне оказывает значительное влияние на климат Земли в результате активного поглощения атмосферой.
По данным космической, спутниковой обсерватории SDO. Обновление изображений происходит каждые 10 минут. Для просмотра в большем масштабе кликните по фотографии.