В чем заключается солнечная активность. Ультрафиолетовые лучи Солнца почти целиком поглощаются высокими слоями атмосферы

Активная область на Солнце – (АО) – это совокупность изменяющихся структурных образований в некоторой ограниченной области солнечной атмосферы, связанная с усилением в ней магнитного поля от значений 10–20 до нескольких (4–5) тысяч эрстед. В видимом свете наиболее заметным структурным образованием активной области являются темные, резко очерченные солнечные пятна, часто образующие целые группы. Обычно среди множества более или менее мелких пятен выделяются два крупных, образующих биполярную группу пятен с противоположной полярностью магнитного поля в них. Отдельные пятна и вся группа обычно окружены яркими ажурными, похожими на сетку структурами – факелами. Здесь магнитные поля достигают значений в десятки эрстед. В белом свете факелы лучше всего заметны на краю солнечного диска, однако, в сильных спектральных линиях (особенно водорода, ионизованного кальция и др. элементов), а также в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра, они значительно ярче и занимают большую площадь. Протяженности активной области достигают нескольких сотен тысяч километров, а время жизни – от нескольких дней до нескольких месяцев. Как правило, их можно наблюдать практически во всех диапазонах солнечного электромагнитного спектра от рентгеновских, ультрафиолетовых и видимых лучей до инфракрасных и радио волн. На краю солнечного диска, когда активная область видна сбоку, над нею, в солнечной короне в эмиссионных линиях часто наблюдаются протуберанцы – огромные плазменные «облака» причудливых форм. Время от времени в активной области происходят внезапные взрывы плазмы – солнечные вспышки. Они порождают мощное ионизующее излучение (в основном, рентгеновское) и проникающее излучение (энергичные элементарные частицы, электроны и протоны). Высокоскоростные корпускулярные плазменные потоки изменяют структуру солнечной короны. Когда Земля попадает в такой поток, деформируется ее магнитосфера и возникает магнитная буря. Ионизующее излучение сильно влияет на условия в верхних слоях атмосферы и создает возмущения в ионосфере. Возможны влияния и на многие другие физические явления (см . раздел СОЛНЕЧНО-ЗЕМНЫЕ СВЯЗИ).

Пикельнер С.Б. Солнце. М., Физматгиз, 1961
Мензел Д. Наше солнце . М., Физматгиз, 1963
Витинский Ю.И., Оль А.И., Сазонов Б.И. Солнце и атмосфера Земли . Л., Гидрометеоиздат, 1976
Кононович Э.В. Солнце – дневная звезда . М., Просвещение, 1982
Миттон С. Дневная звезда. М., Мир, 1984
Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии . М., УРСС, 2001

Найти "СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ " на

С развитием космических технологий, можно наблюдать за активностью нашей звезды уже в режиме онлайн

Здесь Вы сможете смотреть за нашей космической погодой онлайн, которая в основном зависит от активности нашей звезды. Данные поступают напрямую со спутника SDO и обновляются очень часто , поэтому Вы можете всегда узнать точное состояние активности нашего Солнца и космической погоды.

Данные представленные ниже получены инструментом AIA установленном на космическом аппарате Solar Dynamics Observatory (SDO) и предназначены для получения качественных изображений короны. Снимки охватывают как минимум 1,3 солнечных диаметров в нескольких длинах волн, с разрешением около 1 угловой секунде.

Основная цель инструмента AIA — значительно улучшить наше понимание физики Солнечной атмосферы, которая формирует космическую погоду. Инструмент AIA производит данные, необходимые для количественного изучения корональных магнитных полей и плазмы. Он обеспечивает новое понимание наблюдаемых процессов и, в конечном счете, развивает передовые инструменты прогнозирования, необходимые для всех нас

Ниже приведены снимки активности Солнца сегодня онлайн в режиме реального времени

Длина волны 193 ангстрем (охватывает корону), что соответствует температуре порядка 1,2 млн. градусов.

Состояние космической погоды в Солнечной системе зависит от нашего светила. Потоки ионизированной плазмы, жесткое излучение и вспышки, солнечный ветер, это главные параметры.

Длина волны 171 ангстрем (охватывает спокойную корону), что соответствует температуре порядка 0,6 млн. градусов.

Длина волны 94 ангстрем (горячая корона), что соответствует температуре порядка 6,3 млн. градусов.

Длина волны 304 ангстрем (охватывает переходный слой и хромосферу), что соответствует температуре порядка 50 000 градусов.

Длина волны 4500 ангстрем (фотосфера), что соответствует температуре порядка 5000 градусов.

Длина волны 1600 ангстрем (переходный слой и верхняя фотосфера), что соответствует температуре порядка 5000 градусов.

Онлайн график активности космической погоды

Содержит следующие параметры: график протонов (данные со спутника GOES-13), электронов, а также данные по магнитному полю вблизи Земли и магнитным бурям (нижняя часть изображения). Обновление каждые 5 минут.

Параметры Солнечного ветра и магнитного поля около Земли

На схеме внизу показаны данные по солнечному ветра и магнитному полю. Обновление раз в 15-20 минут. На них отлично видно скорость солнечного ветра и другие параметры в околоземном пространстве.

Состояние солнечной активности сегодня

(красный — экстремальный, жёлтый [-50 nT > Dst > -100 nT] — повышенный, зелёный [-20 nT > Dst > -50 nT] — средний, синий — низкий)

Чёрная стрелка указывает текущее значение солнечной активности на сегодня.

На диске Солнца нередко видны необычные обра-зования: участки пониженной яркости — солнечные пятна и повышенной яркости — факелы. На краю диска заметны вы-ступы хромосферы — протуберанцы, иногда появляются короткоживующие очень яркие пятна-вспышки. Все они полу-чили общее название — активные образования .

Обычно активные образования возникают в так называе-мых активных областях Солнца. Эти области могут занимать значительную долю солнечного диска. Главная характеристи-ка активных областей — выход на поверхность сильных ло-кальных (т. е. местных) магнитных полей, намного более силь-ных, чем регулярное магнитное поле Солнца. Типичная для активной области схема магнит-ного поля представлена на ри-сунке 62.

Солнце, как и другие небесные тела, вращается вокруг своей оси. Это даёт возможность определить на нем полюсы и экватор и построить систему гелиографических координат (Гелиос — Солнце), полностью аналогичных географическим.

Часто по обе стороны экватора в полосе гелиографических широт 10—30° появляются солнечные пятна и факелы — светлые пятнышки, хорошо видные у пятен и у края диска. В телескоп хорошо различают-ся тёмный овал пятна и окружающая его полутень. Обычно пятна появляются группами. Характерный размер тёмного пятна около 20 000 км. Пятно на фоне фото-сферы кажется совершенно черным, однако, поскольку в пят-не температура равна 4500 K, его излучение слабее излучения фотосферы всего в 3 раза.

В пятне наблюдаются сильные магнитные поля (до 4,5 Тл). Именно наличие магнитного поля и определяет понижение температуры, поскольку оно препятствует конвекции и умень-шает тем самым поток энергии из глубинных слоёв Солнца. Пятно появляется в виде чуть расширенного промежутка меж-ду гранулами — в виде поры. Примерно через сутки пора раз-вивается в круглое пятно, а через 3—4 дня появляется полутень.

Со временем площадь пятна или группы пятен растёт и через 10—12 дней достигает максимума. После этого пятна группы начинают исчезать, и через полтора-два месяца группа исчезает вообще. Часто группа не успевает пройти все стадии и исчезает в гораздо более короткие сроки.

Образование солнечных пятен

При увеличении магнитного поля в фото-сфере конвекция сначала даже усиливается. Не очень сильное магнитное поле тормозит турбуленцию и тем самым облегча-ет конвекцию. Но более сильное поле уже затрудняет конвек-цию, и в месте выхода поля наружу температура падает — образуется солнечное пятно.

Пятна обычно окру-жены сетью ярких цепочек — фотосферным факелом. Шири-на цепочки определяется диаметром её ярких элементов (ти-па гранул) и составляет около 500 км, а длина доходит до 5000 км. Площадь факела намного (обычно в 4 раза) превы-шает площадь пятна. Факелы встречаются и вне групп или одиночных пятен. В этом случае они гораз-до слабее и заметны обычно на краю диска. Это говорит о том, что факел представляет собой облако более горячего газа в са-мых верхних слоях фотосферы. Факелы относительно устой-чивые образования. Они могут существовать в течение несколь-ких месяцев.

Над пятнами и факелами расположена флоккула — зона, в которой яркость хромосферы увеличена. Несмотря на уве-личение яркости, флоккула, как и хромосфера, остаётся не-видимой на фоне ослепительно яркого диска Солнца. Наблюдать её можно только с помощью специальных приборов — спектрогелиографов, в которых получается изображение Солн-ца в излучении в длине волны спектральной линии. В этом случае изображение флоккулы выглядит темной полоской.

Образование флоккул

Когда в углублении, образованном линиями напряжённости (рис. 62), скапливается плазма, из-за повыше-ния плотности усиливается излучение, падает температура и давление, что, в свою очередь, приводит к повышению плот-ности и усилению излучения. Постепенно «ловушка» перепол-няется, и плазма по линиям напряжённости стекает в фото-сферу. Устанавливается равновесие: горячий газ короны попа-дает в «ловушку», отдаёт свою энергию и стекает в фотосфе-ру. Так образуется флоккула.

Когда вращение Солнца выно-сит флоккулу на край Солнца, мы видим висящий спокойный протуберанец . Преобразование магнитных полей может привести к то-му, что линии напряжённости выпрямляются и плазма флок-кулы выстреливается вверх. Это эруптивный протуберанец .

Если в плазме встречаются два магнитных по-ля противоположной полярности, то происходит аннигиляция полей. Аннигиляция (уничтожение) магнитного поля по зако-ну Фарадея вследствие электромагнитной индукции вызывает появление сильного переменного электрического поля. По-скольку электрическое сопротивление плазмы мало, это вызы-вает мощный электрический ток, в магнитном поле которого запасается огромная энергия. Затем в взрывном процессе эта энергия выделяется в виде светового и рентгеновского излу-чений (рис. 61). Земной наблюдатель видит вспышку как яркую точку, неожиданно появляющуюся на диске Солнца, обычно вблизи группы пятен. Вспышку можно наблюдать в телескоп и в исключительных случаях невооружённым глазом. Материал с сайта

Однако основная часть энергии выделяется в виде кинети-ческой энергии движущихся в солнечной короне и межпла-нетном пространстве со скоростями до 1000 км/с выбросов ве-щества и потоков ускоренных до гигантских энергий (до де-сятков гигаэлектрон-вольт) электронов и протонов.

Проникающее в корону магнитное поле захватывается по-током солнечного ветра . При определённой конфигурации маг-нитного поля оно сжимает плазму, ускоряя её до очень боль-ших скоростей. Одновременно поток плазмы вытягивает ли-нии магнитной индукции. Таким образом формируется корональный луч.

Влияние вспышек

Вспышки на Солнце оказывают силь-ное воздействие на ионосферу Земли, существенно влияют на состояние околоземного космического пространства. Име-ются свидетельства влияния вспышек на

В атмосфере Солнца доминирует чудесный ритм приливов и отливов активности. самые большие из которых видны даже без телескопа, являются областями чрезвычайно сильного магнитного поля на поверхности светила. Типичное зрелое пятно отличается белым цветом и имеет форму маргаритки. Оно состоит из темного центрального ядра, называемого тенью, которое представляет собой петлю магнитного потока, выходящую вертикально снизу, и более светлого кольца волокон вокруг него, называемого полутенью, в котором магнитное поле распространяется наружу по горизонтали.

Солнечные пятна

В начале ХХ в. Джордж Эллери Хейл, наблюдая с помощью своего нового телескопа солнечную активность в реальном времени, обнаружил, что спектр пятен похож на спектр холодных красных звезд М-типа. Таким образом, он показал, что тень кажется темной потому, что ее температура составляет всего около 3000 K, намного меньше 5800 К окружающей фотосферы. Магнитное и газовое давление в пятне должно уравновешивать окружающее. Оно должно охлаждаться, чтобы внутреннее давление газа стало значительно ниже внешнего. В «прохладных» областях идут интенсивные процессы. Солнечные пятна охлаждаются благодаря подавлению сильным полем конвекции, передающей тепло снизу. По этой причине нижний предел их размера равен 500 км. Меньшие пятна быстро нагреваются окружающим излучением и разрушаются.

Несмотря на отсутствие конвекции, в пятнах происходит много организованного движения, в основном в полутени, где горизонтальные линии поля это позволяют. Примером такого перемещения является эффект Эвершеда. Это поток со скоростью 1 км/с во внешней половине полутени, который простирается за ее пределы в виде движущихся объектов. Последние представляют собой элементы магнитного поля, которые текут наружу по области, окружающей пятно. В хромосфере над ним обратный поток Эвершеда проявляется в виде спиралей. Внутренняя половина полутени движется по направлению к тени.

В солнечных пятнах также происходят колебания. Когда участок фотосферы, известный как «легкий мост», пересекает тень, наблюдается быстрый горизонтальный поток. Хотя поле тени слишком сильное, чтобы позволить движение, чуть выше в хромосфере возникают быстрые колебания с периодом в 150 с. Над полутенью наблюдаются т. н. бегущие волны, распространяющиеся радиально наружу с 300-с периодом.

Количество солнечных пятен

Солнечная активность систематически проходит по всей поверхности светила между 40° широты, что свидетельствует о глобальном характере этого явления. Несмотря на значительные колебания цикла, в целом он впечатляюще регулярный, что подтверждается хорошо установленным порядком в численных и широтных положениях пятен.

В начале периода количество групп и их размеры быстро возрастают до тех пор, пока через 2-3 года не будет достигнуто максимальное их число, а еще через год - максимум площади. Среднее время жизни группы составляет около одного вращения Солнца, но небольшая группа может длиться только 1 день. Самые крупные группы пятен и наибольшие извержения обычно происходят через 2 или 3 года после достижения предела числа солнечных пятен.

Возможно появление до 10 групп и 300 пятен, и одна группа может насчитывать до 200. Течение цикла может быть нерегулярным. Даже вблизи максимума количество пятен может временно значительно снижаться.

11-летний цикл

Количество пятен возвращается к минимуму примерно каждые 11 лет. В это время на Солнце имеется нескольких небольших подобных образований, обычно на низких широтах, и месяцами они могут отсутствовать вообще. Новые пятна начинают появляться на более высоких широтах, между 25° и 40°, с полярностью, противоположной предыдущему циклу.

Одновременно могут существовать новые пятна на высоких широтах и старые - на низких. Первые пятна нового цикла небольшие и живут всего несколько дней. Поскольку период вращения составляет 27 дней (дольше в более высоких широтах), они обычно не возвращаются, а более новые оказываются ближе к экватору.

Для 11-летнего цикла конфигурация магнитной полярности групп пятен одинакова в данной полусфере и в другом полушарии обращена в противоположном направлении. Она меняется в следующем периоде. Таким образом, новые пятна на высоких широтах в северном полушарии могут иметь положительную полярность и следующую за ней отрицательную, а группы из предыдущего цикла на низкой широте будут иметь противоположную ориентацию.

Постепенно старые пятна исчезают, а новые появляются в больших количествах и размерах на более низких широтах. Их распределение имеет форму бабочки.

Полный цикл

Поскольку конфигурация магнитной полярности групп солнечных пятен меняется каждые 11 лет, она возвращается к одному значению каждые 22 года, и этот срок считается периодом полного магнитного цикла. В начале каждого периода общее поле Солнца, определяемое доминирующим полем на полюсе, имеет ту же полярность, что и пятна предыдущего. По мере разрыва активных областей магнитный поток разделяется на участки с положительным и отрицательным знаком. После того, как множество пятен появилось и исчезло в одной и той же зоне, образуются крупные однополярные регионы с тем или иным знаком, которые движутся к соответствующему полюсу Солнца. Во время каждого минимума на полюсах преобладает поток следующей полярности в этом полушарии, и это поле, видимое с Земли.

Но если все магнитные поля сбалансированы, как они делятся на большие униполярные области, которые управляют полярным полем? На этот вопрос ответа не найдено. Поля, приближающиеся к полюсам, вращаются медленнее, чем солнечные пятна в экваториальной области. В конце концов слабые поля достигают полюса и реверсируют доминирующее поле. Это изменяет полярность, которую должны принимать ведущие пятна новых групп, тем самым продолжая 22-летний цикл.

Исторические свидетельства

Хотя цикл солнечной активности на протяжении нескольких столетий был довольно регулярным, наблюдались и его значительные вариации. В 1955-1970 годах гораздо больше пятен было в северном полушарии, а в 1990 г. они доминировали в южном. Два цикла, достигшие максимума в 1946 и 1957 годах, были самыми большими в истории.

Английский астроном Уолтер Маундер обнаружил доказательства периода низкой солнечной магнитной активности, указав, что между 1645 и 1715 годами наблюдалось очень мало пятен. Хотя это явление впервые было обнаружено примерно в 1600 г., за этот период было зафиксировано мало случаев их наблюдения. Этот период называется минимумом Маунда.

Опытные наблюдатели сообщили о появлении новой группы пятен как о великом событии, отметив, что они не видели их в течение многих лет. После 1715 года это явление вернулось. Оно совпало с самым холодным периодом в Европе с 1500 по 1850 г. Однако связь этих явлений так и не была доказана.

Есть некоторые данные о других подобных периодах с интервалами примерно в 500 лет. Когда солнечная активность высока, сильные магнитные поля, образуемые солнечным ветром, блокируют высокоэнергетические галактические космические лучи, приближающиеся к Земле, что ведет к меньшему образованию углерода-14. Измерение 14 С в кольцах деревьев подтверждает низкую активность Солнца. 11-летний цикл не был обнаружен до 1840-х годов, поэтому наблюдения до этого времени были нерегулярными.

Эфемерные области

Помимо солнечных пятен, появляется множество крошечных диполей, называемых эфемерными активными областями, которые существуют в среднем меньше суток и встречаются по всему Солнцу. Их количество достигает 600 в день. Хотя эфемерные области небольшие, они могут составлять значительную часть магнитного потока светила. Но так как они нейтральны и довольно малы, то, вероятно, не играют роли в эволюции цикла и глобальной модели поля.

Протуберанцы

Это одно из самых красивых явлений, которые можно наблюдать во время солнечной активности. Они подобны облакам в земной атмосфере, но поддерживаются магнитными полями, а не тепловыми потоками.

Плазма из ионов и электронов, составляющая солнечную атмосферу, не может пересекать горизонтальные линии поля, несмотря на силу тяжести. Протуберанцы возникают на границах между противоположными полярностями, где линии поля меняют направление. Таким образом, они являются надежными индикаторами резких полевых переходов.

Как и в хромосфере, протуберанцы прозрачны в белом свете и, за исключением полных затмений, должны наблюдаться в Hα (656,28 нм). Во время затмения красная линия Hα придает протуберанцам красивый розовый оттенок. Их плотность значительно ниже, чем у фотосферы, поскольку для генерации излучения слишком мало столкновений. Они поглощают излучение снизу и излучают его во всех направлениях.

Свет, видимый с Земли во время затмения, лишен восходящих лучей, поэтому протуберанцы выглядят темнее. Но поскольку небо еще темнее, то на его фоне они кажутся яркими. Их температура составляет 5000-50000 К.

Виды протуберанцев

Существуют два основных типа протуберанцев: спокойные и переходные. Первые связаны с крупномасштабными магнитными полями, обозначающими границы однополярных магнитных областей или групп солнечных пятен. Поскольку такие участки живут долго, то же справедливо и для спокойных протуберанцев. Они могут иметь различную форму - изгороди, взвешенных облаков или воронок, но всегда двумерны. Стабильные волокна часто становятся нестабильными и извергаются, но также могут просто исчезнуть. Спокойные протуберанцы живут несколько дней, но на магнитной границе могут образовываться новые.

Переходные протуберанцы являются неотъемлемой частью солнечной активности. К ним относятся струи, представляющие собой дезорганизованную массу материала, выброшенного вспышкой, и сгустки - коллимированные потоки небольших выбросов. В обоих случаях часть вещества возвращается на поверхность.

Петлеобразные протуберанцы являются последствиями этих явлений. В процессе вспышки поток электронов нагревает поверхность до миллионов градусов, формируя горячие (более 10 млн K) коронарные протуберанцы. Они сильно излучают, охлаждаясь, и лишенные опоры, спускаются к поверхности в виде элегантных петель, следуя магнитным силовым линиям.

Вспышки

Наиболее эффектным явлением, связанным с солнечной активностью, являются вспышки, которые представляют собой резкое высвобождение магнитной энергии из области солнечных пятен. Несмотря на большую энергию, большинство из них почти невидимы в видимом диапазоне частот, поскольку излучение энергии происходит в прозрачной атмосфере, и только фотосферу, которая достигает относительно небольших энергетических уровней, можно наблюдать в видимом свете.

Вспышки лучше всего видны в линии Hα, где яркость может быть в 10 раз больше, чем в соседней хромосфере, и в 3 раза выше, чем в окружающем континууме. В Hα большая вспышка будет покрывать несколько тысяч солнечных дисков, но в видимом свете появляются лишь несколько небольших ярких пятен. Энергия, выделяемая при этом, может достигать 10 33 эрг, что равно выходу всего светила за 0,25 с. Большая часть этой энергии первоначально высвобождается в виде высокоэнергетических электронов и протонов, а видимое излучение является вторичным эффектом, вызванным воздействием частиц на хромосферу.

Виды вспышек

Диапазон размеров вспышек широкий - от гигантских, бомбардирующих частицами Землю, до едва заметных. Они обычно классифицируются по связанным с ними потоками рентгеновских лучей с длиной волны от 1 до 8 ангстрем: Cn, Mn или Xn для более 10 -6 , 10 -5 и 10 -4 Вт/м 2 соответственно. Таким образом, M3 на Земле соответствует потоку 3 × 10 -5 Вт/м 2 . Этот показатель не является линейным, так как измеряет только пик, а не общее излучение. Энергия, выделяемая в 3-4 крупнейших вспышках каждый год, эквивалентна сумме энергий всех остальных.

Виды частиц, создаваемых вспышками, меняются в зависимости от места ускорения. Между Солнцем и Землей недостаточно вещества для ионизирующих столкновений, поэтому они сохраняют свое первоначальное состояние ионизации. Частицы, ускоренные в короне ударными волнами, демонстрируют типичную корональную ионизацию в 2 млн К. Частицы, ускоренные в теле вспышки, имеют значительно более высокую ионизацию и чрезвычайно высокие концентрации Не 3 , редкого изотопа гелия только с одним нейтроном.

Большинство крупных вспышек происходит в небольшом количестве сверхактивных больших групп солнечных пятен. Группы представляют собой большие скопления одной магнитной полярности, окруженные противоположной. Хотя прогноз солнечной активности в виде вспышек возможен из-за наличия таких образований, исследователи не могут предсказать, когда они появятся, и не знают, что их производит.

Влияние на Землю

Помимо обеспечения света и тепла, Солнце воздействует на Землю через ультрафиолетовое излучение, постоянный поток солнечного ветра и частиц от больших вспышек. Ультрафиолетовое излучение создает озоновый слой, который, в свою очередь, защищает планету.

Мягкие (длинноволновые) рентгеновские лучи из создают слои ионосферы, которые делают возможным коротковолновое радиосообщение. В дни солнечной активности излучение короны (медленно меняющееся) и вспышек (импульсивное) увеличивается, создавая лучший отражающий слой, но плотность ионосферы растет до тех пор, пока радиоволны не будут поглощаться и коротковолновая связь не будет затруднена.

Более жесткие (коротковолновые) рентгеновские импульсы от вспышек ионизируют самый низкий слой ионосферы (D-слой), создавая радиоизлучение.

Вращающееся магнитное поле Земли достаточно сильное, чтобы блокировать солнечный ветер, формируя магнитосферу, которую обтекают частицы и поля. На стороне, противоположной светилу, линии поля образуют структуру, называемую геомагнитным шлейфом или хвостом. Когда солнечный ветер усиливается, происходит резкое увеличение поля Земли. Когда межпланетное поле переключается в направлении, противоположном земному, или когда в него попадают большие облака частиц, магнитные поля в шлейфе снова соединяются и выделяется энергия, создающая полярные сияния.

Магнитные бури и солнечная активность

Каждый раз, когда большая обращается к Земле, солнечный ветер ускоряется и возникает Это создает 27-дневный цикл, особенно заметный на минимуме солнечных пятен, что позволяет делать прогноз солнечной активности. Большие вспышки и другие явления вызывают выбросы корональной массы, облаков энергетических частиц, которые образуют кольцевой ток вокруг магнитосферы, вызывающий резкие колебания в поле Земли, называемые геомагнитными бурями. Эти явления нарушают радиосвязь и создают скачки напряжения на линиях дальней связи и в других длинных проводниках.

Возможно, самым интригующим из всех земных явлений является возможное влияние солнечной активности на климат нашей планеты. Минимум Маунда кажется вполне обоснованным, но есть и другие явные эффекты. Большинство ученых считает, что существует важная связь, замаскированная рядом других явлений.

Поскольку заряженные частицы следуют за магнитными полями, корпускулярное излучение не наблюдается во всех больших вспышках, а только в тех, которые расположены в западном полушарии Солнца. Силовые линии с его западной стороны достигают Земли, направляя туда частицы. Последние в основном являются протонами, потому что водород - доминирующий составляющий элемент светила. Многие частицы, двигаясь со скоростью 1000 км/с секунду, создают фронт ударной волны. Поток частиц с низкой энергией в больших вспышках настолько интенсивный, что угрожает жизни астронавтов за пределами магнитного поля Земли.

На этой странице Вы можете очень хорошо следить за нашей космической погодой, которая в первую очередь задаётся Солнцем. Данные обновляются очень часто - практически через каждые 5-10 минут , поэтому Вы можете всегда, заходя на данную страницу, знать точное положение дел в области активности нашего Солнца и космической погоды.

• Благодаря данной странице и её он-лайн данным Вы можете довольно точно понимать состояние космической погоды и её влияние на Землю в текущем моменте времени. Размещены графики и карты (в он-лайновом режиме со специализированных он-лайн серверов, собирающих и обрабатывающих данные со спутников), описывающие космическую погоду (что удобно для отслеживаниия аномалий).

Теперь Вы можете видеть Солнце он-лайн в режиме анимации , чтобы визуально лучше наблюдать за всеми изменениями на Солнце, такие, как например: вспышки, пролетающие рядом объекты и т.д.:

Состояние космической погоды в нашей системе зависит прежде всего от текущего состояния Солнца. Жесткое излучение и вспышки, потоки ионизированной плазмы, солнечный ветер, зарождающиеся на Солнце, это главные параметры. Жесткое излучение и вспышки зависят от так называемых солнечных пятен. Карты пятен и распределения излучения в рентгене видны ниже (это снимок солнца сделанный сегодня: 18 марта, понедельник).

Выбросы корональных транзиентов и зарождающиеся потоки солнечного ветра отмечены на рисунке, который представлен чуть ниже (это снимок короны Солнца сделанный сегодня: 18 марта, понедельник).

График вспышек на Солнце . При помощи этого графика Вы можете узнавать силу вспышек на каждый день, которые происходят на Солнце. Условно вспышки разделяются на три класса: C, M, X, это видно на шкале графика внизу, пиковое значение волны красной линии определяет силу вспышки. Самая сильная вспышка - класса Х.

Мировая Температурная Карта

Мировая погода высоких температур может прослеживаться на частообновляемой карте внизу. В последнее время отчётливо видно смещение климатических зон.

Солнце сейчас (18 марта, понедельник) в ультрафиолетовом спектре (в одном из наиболее удобном для просмотра состояния Солнца и его поверхности).

Стерео изображение Солнца . Как Вы знаете недавно специально были отправлены в космос два спутника, которые вышли на специльную орбиту, чтобы "видеть" Солнце сразу с двух сторон (раньше Солнце мы видели только с одной стороны) и передавать эти изображения на Землю. Внизу Вы можете видеть это изображение, которое ежедневно обновляется.