Фото Солнца со спутника SOHO, температура поверхностных слоёв

Фотографии солнечной атмосферы при помощи телескопа EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) в ультрафиолетовом (УФ) диапазоне длин волн. Фотографии отображают атмосферу Солнца в нескольких УФ поддиапазонах, таким образом, возможно, наблюдать различные температурные слои. Фотографии длинна волны 304 Å (Ангстрем) соответствуют температурам от 60000 до 80000 °K (градусов Кельвина). Длинна волны в 171 Å, соответствует температурам порядка 1 миллионе °K. Фотографии 195 Å соответствуют приблизительно 1.5 миллионам °K, 284 Å - 2 миллионам °K. Чем более высокая температура, тем глубже мы смотрим в солнечную атмосферу. Таким образом, становится возможным визуализировать и изучать процессы, происходящие в глубоких слоях солнечной атмосферы.

По данным космической, спутниковой обсерватории SOHO. Фотографии обновляются ежедневно. Для просмотра в большем масштабе кликните по фотографии.

Фотографии солнечной короны, спутниковая обсерватория SOHO

Фотография (C2) солнечной короны, до 8.4 миллионов километров

Фотография (C3) солнечной короны, до 45 миллионов километров

Фотографии Солнца со спутника SOHO, корона

Фотографии Солнца сделанные с помощью широкоугольного спектрометрического коронографа (LASCO - Large Angle Spectrometric Coronagraph, SOHO). Позволяют изучать солнечную корону, блокируя свет исходящий непосредственно от Солнца, при помощи специального дискового фильтра, создавая искусственное затемнение. Положение солнечного диска обозначено в изображениях белым кругом. На фотографиях заметны наиболее яркие части солнечной короны почти радиальные полосы. Иногда колоссальные плазменные выбросы Солнца могут быть значительно удалены от Солнца и пересекают все видимое поле на фотографиях.

C2 изображения, показывают внутреннюю солнечную корону до 8.4 миллионов километров (5.25 миллионов миль) от Солнца.

C3 изображения короны охватывают 32 диаметра Солнца, что соответствует 45 миллионам километров (приблизительно 30 миллионов миль), или половину диаметра орбиты Меркурия. Много ярких звезд заметны позади Солнца.

MDI фотографии Солнца, спутниковая обсерватория SOHO

Магнитограмма Солнца, фотография отображает паттерн магнитного поля на поверхности Солнца

Фотографии Солнца со спутника SOHO, пятна и магнитограмма

MDI фотографии Солнца (MDI - Michelson Doppler Imager), непрерывная (слева) и магнитограмма (справа). Для получении MDI непрерывного изображения выбрана длинна волны 6768 Å, на этой длине волны наиболее заметны солнечные пятна. Такая фотография напоминает изображение в видимом диапазоне спектра, при наблюдении сквозь светофильтры затемнения. Изображение MIDI магнитограммы отображает магнитные полюса в фотосфере Солнца, в черно белом представлении, Противоположные магнитные полюса отображены боле или менее светлыми градациями серого цвета.

По данным космической, спутниковой обсерватории SOHO. Фотографии Солнца обновляются ежедневно. Для просмотра в большем масштабе кликните по фотографии.

Фотографии солнечной атмосферы, спутниковая обсерватория SDO

Фотография Солнца в ультрафиолетовом диапазоне, длинна волны 193 Å

Фотография Солнца в ультрафиолетовом диапазоне, длинна волны 304 Å

Фотография Солнца в ультрафиолетовом диапазоне, длинна волны 171 Å

Фотография Солнца в ультрафиолетовом диапазоне, длинна волны 211 Å

Фотография Солнца в ультрафиолетовом диапазоне, длинна волны 131 Å

Фотография Солнца в ультрафиолетовом диапазоне, длинна волны 335 Å

Фотография Солнца в ультрафиолетовом диапазоне, длинна волны 094 Å

Фотография Солнца в ультрафиолетовом диапазоне, длинна волны 1600 Å

Фотография Солнца в ультрафиолетовом диапазоне, длинна волны 1700 Å

Фотография Солнца, видимый свет длинна волны 4500 Å

Фото Солнца со спутника SDO, температура поверхностных слоёв

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.

Применяемый в AIA подход к исследованию Солнца уникален, он разработан группой исследователей SDO. Семь изображений получено в крайнем ультрафиолетовом (УФ) диапазоне (EUV – Extreme Ultraviolet radiation), два в дальнем (FUV) и одно в видимом световом спектре. Четыре полосы из EUV ранее не наблюдались регулярно. Совокупность шести каналов EUV позволяет наблюдать ионизированное железо (см. таблицу), и воссоздавать динамическую, объёмную карту температур солнечной атмосферы. Аппаратура AIA настраивается в зависимости от текущего состояния солнечной активности, что позволяет снизить уровень шума в изображениях. В обычном режиме периодичность обновления изображений составляет 10 секунд. В периоды высокой солнечной активности период получения изображений можно сократить до 2 секунд.

Все корональные процессы имеют в основе диссипацию энергии плазмы, которая находится в магнитном поле Солнца. Одна из основных целей программы SDO в целом, и AIA в частности, заключается в понимании того как энергия трансформируется в корональной области, как она сохраняется там, и излучается. Один из ключевых элементов, для понимания этих процессов заключается в мониторинге геометрии магнитного поля, и его эволюции под действием внешнего воздействия и внутренняя диссипация энергии. Данные AIA, благодаря особенностям поведения плазмы в магнитном поле (вмороженное магнитное поле, образование магнитных ловушек), позволяют воссоздать объёмную модель (3D) магнитного поля в солнечной короне. Эволюция магнитного поля в плазме приводит к образованию волн различных типов и частот, образованию наведённых токов. Высокая частота обновления данных позволяет отслеживать магнитное поле и его жизненный цикл.

Современные исследования Солнца и звёзд солнечного типа показывают, что основным фактором определяющим излучение фотосферы является выходящий из короны магнитный поток (Threading). В настоящее время нет объяснения того, как энергия магнитного поля трансформируется в солнечной короне. Таким образом, знание о магнитном поле не может быть использовано для моделирования и прогнозирования солнечного излучения. В связи с этим прямое наблюдение солнечного излучения в ультрафиолетовом диапазоне при помощи AIA имеет большое значение как само по себе, так и с точки зрения дальнейшей обработки этих данных. Излучение Солнца в ультрафиолетовом диапазоне оказывает существенное влияние на Землю, особенно верхнюю часть атмосферы – термосферу.

Данные AIA позволяют сделать следующий шаг в понимании переходных процессов в корональной области. Большая часть времени корональное магнитное поле развивается относительно спокойно, однако периодически случаются взрывоподобные процессы (вспышки). Некоторые такие взрывообразные процессы приводят к корональным выбросам плазмы. Особенно перспективным является мониторинг четырех спектральных полос EUV (94, 133, 211, и 335 Å), которые позволяют отследить процесс эволюции поля во всех фазах вспышки, при этом тепловое разрешение AIA от 3° до 15° MK.

Обработка и анализ данных полученных при помощи AIA позволяют производить мониторинг и прогнозирование процессов в атмосфере Солнца связанных с вариациями солнечной активности. Совокупный анализ данных получаемых при помощи AIA и других инструментов установленных на SDO и SOHO позволяет изучать ряд процессов солнечной активности, например, изменение топологии магнитного поля связанного с изменениями температуры корональной плазмы, связь гелиосейсмических и конвективных процессов с распределением температуры и др.

По данным космической, спутниковой обсерватории SDO. Обновление изображений происходит каждые 10 секунд. Для просмотра в большем масштабе кликните по фотографии.

Таблица. Спектральное соотвествие данных AIA SDO.
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

Солнечная корона, композитное изображение 211, 193, 171 Å

Солнечная корона, композитное изображение 304, 211, 171 Å

Солнечная корона, композитное изображение 94, 335, 193 Å

Солнечная корона, композитное изображение HMI и 171 Å

Композитные изображения солнечной короны, спутниковая обсерватория SDO

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.

HMI фотографии Солнца, спутниковая обсерватория SDO

Фотография Солнца HMI Magnetogram 6173 Å

Фотография Солнца HMI Intensitygram 6173 Å

Фотография Солнца HMI Dopplergram 6173 Å

HMI Фотографии Солнца, обсерватория SDO

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.

Экстремальное ультрафиолетовое излучение Солнца, обсерватория SDO

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.

SDO - обсерватория солнечной динамики

SDO (The Solar Dynamics Observatory) - обсерватории солнечной динамики является первой миссией запущеной NASA в рамках программы LWS (Living With a Star - Жизнь со звездой). Целью программы является понимание причин влияния Солнца на Землю и околоземное космическое пространство путем изучения солнечной атмосферы в малых масштабах пространства и времени и во многих длинах волн одновременно.

SDO запущен 11 февраля 2010 года, с мыса Канаверал.