4, що є проявом сонячної активності. Інтерактивна карта сонячної активності

Однією з найчудовіших особливостей Сонця є майже періодичні, регулярні зміни різних проявів сонячної активності, тобто всієї сукупності явищ, що змінюються (швидко або повільно) на Сонці. Це і сонячні плями - області з сильним магнітним полем і внаслідок цього зі зниженою температурою, і сонячні спалахи - найбільш потужні вибухові процеси, що швидко розвиваються, що зачіпають всю сонячну атмосферу над активною областю, і сонячні волокна - плазмові утворення в магнітному полі сонячної атмосфери витягнутих (до сотень тисяч кілометрів) волоконних структур. Коли волокна виходять на видимий край (лімб) Сонця, можна бачити найграндіозніші за масштабами активні та спокійні утворення – протуберанці, що відрізняються багатим розмаїттям форм та складною структурою.

Потрібно ще відзначити корональні дірки – області в атмосфері Сонця з відкритим у міжпланетний простір магнітним полем. Це своєрідні вікна, з яких викидається високошвидкісний потік заряджених сонячних частинок.

Сонячні плями – найвідоміші явища на Сонці. Вперше в телескоп їх спостерігав Г. Галілей в 1610 р. Ми не знаємо, коли і як він навчився послаблювати яскраве сонячне світло, але чудові гравюри, що зображують сонячні плями та опубліковані в 1613р. у його знаменитих листах про сонячні плями з'явилися першими систематичними рядами спостережень.

З того часу реєстрація плям то проводилася, то припинялася, то відновлювалася знову. Наприкінці ХIX століття два спостерігачі - Г. Шперер у

Німеччини та Є. Маундер в Англії вказали на той факт, що протягом 70-річного періоду аж до 1716р. плям на сонячному диску, мабуть, було дуже мало. Вже в наш час Д. Едді, наново проаналізувавши всі дані, дійшов висновку, що справді в цей період був спад сонячної активності, названий Маундеровським мінімумом.

До 1843р. після 20-річних спостережень аматор астрономії Г. Швабе з Німеччини зібрав чимало даних для того, щоб показати, що кількість плям на диску Сонця циклічно змінюється, досягаючи мінімуму через кожні одинадцять років. Р. Вольф з Цюріха зібрав усі які тільки міг дані про плями, систематизував їх, організував регулярні спостереження та запропонував оцінювати ступінь активності Сонця спеціальним індексом, що визначає міру "заплямування" Сонця, що враховує як кількість плям, що спостерігалися в даний день, так і кількість груп сонячних плям на диску Сонця. Цей індекс відносного числа плям, згодом названий "числами Вольфа", починає свій ряд із 1749 року. Крива середньорічних чисел Вольфа цілком виразно показує періодичні зміни числа сонячних плям.

Індекс "числа Вольфа" добре витримав випробування часом, але на етапі необхідно вимірювати сонячну активність кількісними методами. Сучасні сонячні обсерваторії ведуть регулярні патрульні спостереження за Сонцем, використовуючи як захід активності оцінку площ сонячних плям у мільйонних частках площі видимої сонячної півсфери (м.д.п.). Цей індекс певною мірою відображає величину магнітного потоку, зосередженого в плямах, через поверхню Сонця.

Групи сонячних плям із усіма супутніми явищами є частинами активних областей. Розвинена активна область включає факельний майданчик з групою сонячних плям по обидва боки лінії розділу полярності магнітного поля, на якій часто розташовується волокно. Все це супроводжує розвиток корональної конденсації, щільність речовини в якій принаймні в кілька разів вище щільності навколишнього середовища.

Всі ці явища об'єднані інтенсивним магнітним полем, що досягає величини кількох тисяч гаус на рівні фотосфери.

Найбільш чітко межі активної області визначаються за хромосферною лінією іонізованого кальцію. Тому було запроваджено щоденний кальцієвий індекс, який враховує площі та потужності всіх активних областей.

Найсильніший прояв сонячної активності, що впливає на Землю, – сонячні спалахи. Вони розвиваються в активних областях зі складною будовою магнітного поля та зачіпають усю товщу сонячної атмосфери. Енергія великого сонячного спалаху досягає величезної величини, порівнянної з кількістю сонячної енергії, що отримується нашою планетою протягом цілого року. Це приблизно в 100 разів більше за всю теплову енергію, яку можна було б отримати при спалюванні всіх розвіданих запасів нафти, газу та вугілля. У той же час це енергія, що випускається всім Сонцем за одну двадцяту частку секунди, з потужністю, що не перевищує сотих відсотка від потужності повного випромінювання нашої зірки. У спалахово-активних областях основна послідовність спалахів великої та середньої потужності відбувається за обмежений інтервал часу (40-60 годин), у той час як малі спалахи та викиди спостерігаються практично постійно. Це призводить до підйому загального тлаелектромагнітного випромінювання Сонця Тому для оцінки сонячної активності, пов'язаної зі спалахами, почали застосовувати спеціальні індекси, що безпосередньо пов'язані з реальними потоками електромагнітного випромінювання. За величиною потоку радіовипромінювання хвилі 10.7 див (частота 2800 МГц) в 1963 р. запроваджено індекс F10.7. Він вимірюється у сонячних одиницях потоку (с.е.п.), причому 1 с.е.п. = 10-22 Вт/(м2 Гц). Індекс F10.7 добре відповідає змінам сумарної площі сонячних плям та кількості спалахів у всіх активних областях. Для статистичних досліджень переважно використовуються середньомісячні значення.

З розвитком супутникових досліджень Сонця виникла можливість прямих вимірювань потоку рентгенівського випромінювання окремих діапазонах.

З 1976 регулярно вимірюється щоденне фонове значення потоку м'якого рентгенівського випромінювання в діапазоні 1-8 A (12.5-1 кеВ).

Відповідний індекс позначається великим латинською літерою(A, B, C, M, X), що характеризує порядок величини потоку в діапазоні 1-8 A (10-8 Вт/м2, 10-7 і так далі) з наступним числом у межах від 1 до 9.9, що дає саме значення потоку. Так, наприклад, M2.5 означає рівень потоку 2.5 10-5. У результаті виходить наступна шкала оцінок:

А(1-9) = (1-9) · 10-8 Вт/м2

В(1-9) = (1-9) · 10-7

С(1-9) = (1-9) · 10-6

М(1-9) = (1-9) · 10-5

Х(1-n) = (1-n) · 10-4

Цей фон змінюється від величин А1 у мінімумі сонячної активності до С5 у максимумі. Ця система застосовується для позначення рентгенівського балу сонячного спалаху. Максимальний бал Х20 = 20 · 10-4 Вт/м2 зареєстрований у спалаху 16 серпня 1989 року.

Останнім часом почало використовуватися у вигляді індексу, що характеризує ступінь спалахової активності Сонця, кількість сонячних спалахів за місяць. Цей індекс може бути використаний з 1964 року, коли була введена система визначення балльності сонячного спалаху в оптичному діапазоні.

Зміст статті

СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬ.Активна область на Сонці - (АТ) - це сукупність структурних утворень, що змінюються, в деякій обмеженій області сонячної атмосфери, пов'язана з посиленням в ній магнітного поля від значень 10-20 до декількох (4-5) тисяч ерстед. У видимому світлі найбільш помітним структурним утворенням активної області є темні, різко окреслені сонячні плями, що часто утворюють цілі групи. Зазвичай серед безлічі більш менш дрібних плям виділяються дві великі, що утворюють біполярну групу плям з протилежною полярністю магнітного поля в них. Окремі плями та вся група зазвичай оточені яскравими ажурними, схожими на сітку структурами – смолоскипами. Тут магнітні поля досягають значень у десятки ерстедів. У білому світлі смолоскипи найкраще помітні на краю сонячного диска, однак, у сильних спектральних лініях (особливо водню, іонізованого кальцію та ін. елементів), а також у далекій ультрафіолетовій та рентгенівській областях спектру вони значно яскравіші і займають велику площу. Протяжність активної області досягає кількох сотень тисяч кілометрів, а час життя – від кількох днів до кількох місяців. Як правило, їх можна спостерігати практично у всіх діапазонах сонячного електромагнітного спектру від рентгенівських, ультрафіолетових та видимих ​​променів до інфрачервоних та радіохвиль. На краю сонячного диска, коли активну ділянку видно збоку, над нею, в сонячній короні в емісійних лініях часто спостерігаються протуберанці – величезні плазмові «хмари» химерних форм. Іноді в активній області відбуваються раптові вибухи плазми - сонячні спалахи. Вони породжують потужне іонізуюче випромінювання (в основному рентгенівське) та проникаюче випромінювання (енергійні) елементарні частки, електрони та протони). Високошвидкісні плазмові корпускулярні потоки змінюють структуру сонячної корони. Коли Земля потрапляє у такий потік, деформується її магнітосфера і виникає магнітна буря. Іонізуюче випромінювання впливає на умови у верхніх шарах атмосфери і створює обурення в іоносфері. Можливі впливи і на багато інших фізичних явищ ( см. розділ СОНЯЧНО-ЗЕМНІ ЗВ'ЯЗКИ).

Перші спостереження сонячних плям.

Іноді на Сонці навіть неозброєним оком крізь закопчене скло можна побачити чорні крапочки – плями. Це найбільш помітні утворення у зовнішніх шарах сонячної атмосфери, що безпосередньо спостерігаються. Повідомлення про сонячні плями, що іноді спостерігалися крізь туман або дими згарищ, зустрічаються у старовинних хроніках та літописах. Наприклад, найбільш ранні згадки про «місцях чорних» на Сонці в Ніконівському літописі відносяться до 1365 та 1371. Перші телескопічні спостереження на самому початку 17 ст. були майже одночасно незалежно один від одного виконані Галілео Галілеєм в Італії, Йоган Холдсміт в Голландії, Христофор Шейнер в Німеччині і Томас Харріот в Англії. За дуже хороших атмосферних умов на фотографіях Сонця можна іноді побачити не лише тонку структуру сонячних плям, а й світлі ажурні майданчики навколо них – смолоскипи, які найкраще помітні на краю сонячного диска. При цьому видно, що на відміну від ідеального випромінювача (наприклад, білої гіпсової кульки, рівномірно освітленої з усіх боків), диск Сонця на краю здається темнішим. Це означає, що Сонце немає твердої поверхні з яскравістю, однаковою в усіх напрямках. Причина потемніння диска Сонця до краю в газовій природі зовнішніх шарів, що охолоджуються, в яких температура, як і в глибших шарах, продовжує зменшуватися назовні. На краю диска Сонця промінь зору перетинає вищі і холодніші шари його атмосфери, що випромінюють значно менше енергії.

Галілео Галілей про сонячні плями.

Галілей народився Пізі (Північна Італія) в 1564. У 1609 він одним із перших направив на небо свій крихітний телескоп. У наш час кожен школяр із очкового скла та звичайної лупи сам собі може зробити навіть найкращий інструмент. Однак разюче, як багато нового побачив Галілей у свій вельми недосконалий телескоп: супутники Юпітера, гори та западини на Місяці, фази Венери, плями на Сонці, зірки в Чумацькому Шляху та багато іншого. Будучи прихильником ідей Коперника про центральне становище Сонця нашій планетної системі, він прагнув підтвердити його ідеї спостереженнями. У 1632 році Галілей видав свою знамениту книгу Діалог про дві системи світу. Фактично це була перша науково-популярна книга, написана блискучою літературною мовою, причому не латиною, як було тоді прийнято серед учених, а на зрозумілому всім співвітчизникам Галілея італійською мовою. Ця книга виявилася сміливою та ризикованою підтримкою вчення Коперника, за що незабаром Галілей був залучений інквізицією до суду. Спостереження Сонця Галілей, природно, сподівався використовувати як переконливий аргумент. Тому в 1613 році він видав у вигляді прекрасних гравюр три листи під загальною назвою Описи та докази, що стосуються сонячних плям. Ці листи були відповіддю на безглузді аргументи абата Шейнера, який також спостерігав сонячні плями, але прийняв їх за планети, які, на його думку, рухалися в напрямку, передбаченому системою Птолемея (геоцентричною), а тому нібито її підтверджували. Галілей вказав на помилку Шейнера, який не помітив, що його труба перевертала зображення. Потім він довів, що плями належать Сонцю, яке, як виявилося, обертається. Галілей навіть висловив припущення, що виявилося вірним, але довести яке вдалося лише через два з половиною сторіччя, про те, що плями складаються з газів холодніших і прозоріших, ніж атмосфера Сонця. Нарешті, порівнявши чорноту плям з темнотою неба за краєм зображення Сонця і помітивши, що Місяць темніший за фон неба поблизу Сонця, він встановив, що сонячні плями яскравіші за найсвітліші місця на Місяці. Цей твір Галілея – перший серйозний наукове дослідженняприсвячене фізичної природиСонце. Водночас цей твір – блискучий зразок художньої літератури, ілюстрований чудовими гравюрами самого автора

Спостереження сонячних плям.

Загальна кількість плям та утворених ними груп повільно змінюється протягом деякого періоду часу (циклу) від 8 до 15 років (в середньому 10–11 років). Важливо, що наявність плям на Сонці впливає магнітне поле Землі. Це було помічено Горребовим ще в 18 ст., а зараз уже відомо, що сонячна активність пов'язана з багатьма земними явищами, тому вивчення сонячно-земних зв'язків дуже важливе для практичного життя. Тому необхідні безперервні та постійні спостереження Сонця, які часто ускладнюються поганою погодою та недостатністю мережі спеціальних обсерваторій. Зрозуміло, що навіть скромні аматорські спостереження, але виконані ретельно та добре описані (із зазначенням часу, місця тощо) можуть виявитися корисними для міжнародного зведення даних про сонячну активність ( см. Solar Geophysical data). Крім того, спостереження, виконані любителем в даному місці, можуть наштовхнути спостерігача на виявлення нового, раніше не поміченого зв'язку з якимось земним явищем, специфічним саме для цього місця. Кожен любитель на своєму телескопі може визначати найвідоміший індекс сонячної активності – відносну кількість сонячних плям Вольфа (на ім'я німецького астронома, який запровадив його в середині 19 ст). Щоб визначити число Вольфа, треба підрахувати, скільки на зображенні Сонця видно окремих плям, а потім додати до отриманого числа удесятерене число груп, які вони утворюють. Очевидно, що результат такого підрахунку сильно залежить від багатьох причин, починаючи від розміру інструменту, якості зображення, на яке сильно впливають погодні умови, і закінчуючи мистецтвом і пильністю спостерігача. Тому кожен спостерігач повинен виходячи з порівняння тривалих своїх спостережень із загальноприйнятими даними оцінити той середній коефіцієнт, який він має помножити свої оцінки чисел Вольфа, щоб у середньому вийшли результати у загальноприйнятої шкалою. Зведення загальноприйнятих значень чисел Вольфа (W) можна знайти, наприклад, у бюлетені Сонячні дані, що видається Пулковською обсерваторією у Санкт-Петербурзі.

Фізичні особливості сонячних плям.

Плями і особливо групи сонячних плям – найпомітніші активні утворення у фотосфері Сонця. Відомо багато випадків, коли великі плями на Сонці спостерігалися неозброєним оком через закопчене скло. Плями завжди пов'язані з появою сильних магнітних полів із напруженістю до кількох тисяч ерстед у сонячній активній області. Магнітне поле уповільнює конвективне перенесення тепла, через що температура фотосфери на невеликій глибині під плямою зменшується на 1–2 тисячі К. Плями зароджуються у вигляді безлічі дрібних пір, частина яких скоро гине, а деякі розростаються в темні утворення з яскравістю разів у 10 меншою, ніж у навколишньої фотосфери. Тінь сонячної плями оточена півтінню, утвореною радіальними по відношенню до центру плями волоконцями. Тривалість існування сонячних плям – від кількох годин та днів до кількох місяців. Більшість сонячних плям утворюють витягнуті приблизно вздовж сонячного екватора пари – біполярні групи. сонячних плям із протилежною полярністю магнітних полів у східних та західних членів групи. Кількість сонячних плям та утворених ними біполярних груп циклічно (тобто за непостійний інтервал часу, в середньому близький до 11 років) змінюється: спочатку порівняно швидко збільшуючись, а потім повільно зменшується.

Фотосферні смолоскипи.

Навколо плям часто спостерігаються яскраві майданчики, які називають факелами від грецького слова. факелос(Пучок, факел). Це початкова фаза прояву сонячної активності, найкраще помітна поблизу краю сонячного диска, де контраст із незворушеним тлом фотосфери сягає 25–30%. Смолоскипи виглядають як сукупність дрібних яскравих точок (факельних гранул розміром у сотні кілометрів), що утворюють ланцюжки та ажурну сітку. Вони є практично в будь-якій активній області на Сонці, і їхня поява передує утворенню плям. Поза активними областями смолоскипи періодично з'являються в полярних областях Сонця.

Флоккули.

У хромосфері над смолоскипами спостерігаються їх продовження, що мають подібну структуру і звані флоккулами (від латинського флоккуліс- Невеликий клаптик, пушинка). Це прояв сонячної активності в хромосфері, добре помітний на диску Сонця під час спостереження спектральних лініях водню, гелію, кальцію та інших елементів.

Протуберанці та волокна.

Найбільших розмірів можуть досягати активні утворення у сонячній короні – протуберанці. Це хмари хромосферної речовини у короні, що підтримуються магнітними полями. Вони мають волокнисту і клочковатую структуру і складаються з рухомих ниток і згустків плазми, відрізняючись винятковим різноманіттям форм: іноді це як би спокійні стоги сіна, іноді - закручені воронки, що нагадують гриби лисички, або чагарники, нерідко це фігури найхимерніших форм. Вони сильно відрізняються також і за своїми динамічними особливостями, починаючи від спокійних довговічних утворень аж до еруптивних протуберанців, що раптово вибухають. Найбільш довгоживучі, спокійні протуберанці, що повільно змінюються, подібні до завіс, що майже вертикально висять на силових лініях магнітного поля. При спостереженні на диску Сонця такі протуберанці проектуються у довгі вузькі волокна , які на зображеннях Сонця у червоній спектральній лінії водню виглядають темними. Це пояснюється тим, що речовина протуберанців поглинає фотосферне випромінювання лише знизу, а розсіює його в усіх напрямках.

Сонячний спалах.

У добре розвиненій активній ділянці іноді раптово відбувається вибух невеликого об'єму сонячної плазми. Це найпотужніший прояв сонячної активності називається сонячним спалахом.

Воно виникає у сфері зміни полярності магнітного поля, де у малій області простору «зіштовхуються» сильні протилежно спрямовані магнітні поля, у результаті істотно змінюється їх структура. Зазвичай сонячний спалах характеризується швидким зростанням (до десятка хвилин) та повільним спадом (20–100 хв.). Під час спалаху зростає випромінювання практично у всіх діапазонах електромагнітного спектра. У видимій області спектру це збільшення порівняно невелике: у найпотужніших спалахів, що спостерігаються навіть у білому світлі на тлі яскравої фотосфери, воно не перевищує півтора – двох разів. Натомість у далекій ультрафіолетовій та рентгенівській областях спектру і, особливо, в радіодіапазоні на метрових хвилях це збільшення дуже велике. Іноді спостерігаються сплески гамма променів. Приблизно половина загальної енергії спалаху відноситься потужними викидами плазмової речовини, яка проходить через сонячну корону і досягає орбіти Землі у вигляді корпускулярних потоків, що взаємодіють із земною магнітосферою, що іноді призводить до появи полярних сяйв.

Як правило, спалахи супроводжуються викидом високоенергійних заряджених частинок. Якщо під час спалаху вдається зареєструвати протони, такий спалах називається «протонним». Потоки енергійних частинок від протонних спалахів становлять серйозну небезпеку для здоров'я та життя космонавтів у космічному просторі. Вони можуть викликати збої в роботі бортових комп'ютерів та інших приладів та їх деградацію. Найпотужніші спалахи видно навіть у «білому світлі» на тлі яскравої фотосфери, але такі події дуже рідкісні. Вперше такий спалах 1 вересня 1859 року незалежно спостерігали в Англії Керрінгтон і Ходжсон. Спостерігати сонячні спалахи найлегше в червоній лінії водню, що випромінюється хромосферою. У радіо діапазоні посилення радіо яскравості в активних областях буває настільки велике, що повний потік енергії радіохвиль, що йдуть від Сонця, зростає в десятки і навіть багато тисяч разів. Ці явища називаються сплесками радіовипромінювання Сонця. Сплески проявляються на всіх довжинах хвиль – від міліметрових до кілометрових. Вони створюються ударними хвилями, що поширюються в сонячній короні, породженими спалахом. Їх супроводжують потоки прискорених протонів та електронів, що викликають нагрівання плазми в хромосфері та короні до температур у десятки мільйонів кельвінів. Вважається, що найімовірнішим джерелом енергії, що виділяється під час сонячного спалаху, є магнітне поле. При посиленні напруженості магнітного поля деякої області хромосфери чи корони відбувається накопичення великої кількості магнітної енергії. При цьому можуть виникати нестійкі стани, що призводять до майже миттєвого вибухового процесу виділення енергії, порівнянної з енергією мільярдів ядерних вибухів. Все явище триває від кількох хвилин до кількох десятків хвилин, за які виділяється до 10 25 –10 26 Дж (10 31–32 ерг) у вигляді енергійного викиду плазми та потоку сонячних космічних променів, а також електромагнітного випромінювання всіх діапазонів – від рентгенівського та гамма -випромінювання до метрових радіохвиль. Жорстке ультрафіолетове та рентгенівське випромінювання від спалахів змінюють стан земної атмосфери, викликаючи магнітні обурення, які істотно впливають на всю атмосферу Землі, обумовлюючи багато геофізичних, біологічних та інших явищ.

Сонячні космічні промені

- Потік заряджених частинок високих енергій, прискорених у верхніх шарах сонячної атмосфери, що виникають під час спалахів на Сонці. Вони реєструються біля Землі у вигляді раптових і різких підвищень інтенсивності космічних променів на тлі більш високо енергійних галактичних космічних променів . Отримана зі спостережень верхня межа енергії частинок сонячних космічних променів e до» 2 · 10 10 еВ. Нижня межа їхньої енергії невизначена і перевищує мега електрон вольт (e доЈ 10 6 еВ). Під час деяких спалахів вона опускається нижче 10 5 еВ, тобто по суті змикається з верхньою межею енергії частинок сонячного вітру. Умовно прийнята нижня межа енергії сонячних космічних променів становить 105 - 106 еВ. При менших енергіях потік частинок набуває властивостей плазми. , для якої вже не можна нехтувати електромагнітною взаємодією частинок між собою та з міжпланетним магнітним полем.

Основну частку сонячних космічних променів становлять протони з e доі 10 6 еВ, є також ядра із зарядом Zі 2 (аж до ядер 28 Ni) та енергією e довід 0,1 до 100 МеВ/нуклон, електрони з e доі 30 кеВ (експериментальна межа). Зареєстровані помітні потоки дейтронів 2 H, встановлено наявність тритію 3 Н і основних ізотопів, О, Ne і Ar. Під час деяких спалахів виникає помітна кількість ядер ізотопу 3 Не. Відносний вміст ядер з Zі 2 в основному відображає склад сонячної атмосфери, тоді як частка протонів змінюється від спалаху до спалаху.

Комплекс явищ (процесів), що передують моменту t 0 генерації сонячних космічних променів, а також процесів, що відбуваються поблизу моменту t 0 (супутні ефекти) та супроводжуючих генерацію сонячних космічних променів (із запізненням Тщодо моменту t 0 або t 0 + D t, де D t- Тривалість прискорення), називається сонячною протонною подією (УПС). Для частинок з e доі 10 8 эВ залежність від часу інтенсивності потоку сонячних космічних променів у Землі (тимчасовий профіль УПС) має характерний несиметричний вигляд. Він зображується кривою з дуже швидким наростанням (за хвилини та десятки хвилин) з повільнішим (від кількох годин до 1 доби) спадом. При цьому амплітуда зростання на поверхні Землі може досягати сотень і тисяч відсотків до фонового потоку галактичних космічних променів. У міру віддалення від поверхні Землі (у стратосфері, на орбітах ШСЗ та в міжпланетному просторі) енергетичний поріг реєстрації сонячних космічних променів поступово знижується, а частота протонних подій, що спостерігаються, значно збільшується. У цьому тимчасовий профіль променів, зазвичай, розтягується кілька десятків годин.

Розподіл сонячних космічних променів за енергіями та зарядами у Землі визначається механізмом прискорення частинок у джерелі (сонячний спалах), особливостями їх виходу з області прискорення та умовами поширення у міжпланетному середовищі, тому форму спектру сонячних космічних променів надійно встановити дуже важко. Очевидно, вона неоднакова у різних інтервалах енергії: у поданні диференціального енергетичного спектра статечною функцією ~ e-– g допоказник g у міру зменшення енергії зменшується) (спектр стає пологішим). У міжпланетних магнітних полях спектр помітно трансформується з часом, при цьому значення g збільшується, і спектр залишається круто падаючим, тобто. число часток швидко зменшується зі зростанням енергії. Показник спектру в джерелі може змінюватися від події до події в межах 2 ? час потужного УПС, може перевищувати 10 32 а їх сумарна енергія і10 31 ерг, що порівняно з енергією електромагнітного випромінювання спалаху. Висота, на якій відбувається прискорення частинок в атмосфері Сонця, мабуть, неоднакова для різних спалахів: в одних випадках область прискорення (джерело) знаходиться в короні, при концентрації частинок плазми п~ 10 11 см –3 , в інших – у хромосфері, де п~ 10 13 см -3. На вихід сонячних космічних променів межі сонячної атмосфери істотно впливає зміна магнітних полів у короні.

Прискорення часток тісно пов'язане з механізмом виникнення та розвитку самих сонячних спалахів. Основним джерелом енергії спалаху є магнітне поле. За його змін виникають електричні поля, які прискорюють заряджені частки. Найбільш ймовірними механізмами прискорення часток у спалахах прийнято вважати електромагнітні. Частинки космічних променів із зарядом Ze, масою Ат рі швидкістю n в електромагнітних поляхприйнято характеризувати магнітною жорсткістю R = Am pз n /Ze, де А- Атомний номер елемента. При прискоренні квазірегулярним електричним полем, що виникає при розриві нейтрального струмового шару у спалаху, процес прискорення залучаються всі частки гарячої плазми з області розриву, при цьому формується спектр сонячних космічних променів виду ~ ехр ( -R/R 0), де R 0 – характеристична жорсткість. Якщо магнітне поле в області спалаху змінюється регулярно (наприклад, зростає з часом за певним законом), то можливий ефект бетатронного прискорення. Такий механізм призводить до статечного спектру жорсткості (~ R – g). У сильно турбулентній плазмі сонячної атмосфери виникають також електричні та магнітні поля, що нерегулярно змінюються, які призводять до стохастичного прискорення. Найбільш детально розроблено механізм статистичного прискорення при зіткненнях частинок з магнітними неоднорідностями (механізм Фермі). Цей механізм дає енергетичний спектр виду ~ e – gк.

В умовах спалаху основну роль мають відігравати швидкі (регулярні) механізми прискорення, хоча теорія припускає й альтернативну можливість – повільне (стохастичне) прискорення. Через складність фізичної картини спалахів та недостатню точність спостережень зробити вибір між різними механізмами важко. Водночас спостереження та теоретичний аналіз показують, що у спалаху може працювати певна комбінація механізмів прискорення. Важливо важливу інформаціюпро процеси прискорення сонячних космічних променів можна отримати, реєструючи потік нейтронів та гамма-випромінювання від спалахів, а також по рентгенівському та радіо електромагнітному випромінюванню. Дані про ці випромінювання, отримані за допомогою космічних апаратівсвідчать на користь швидкого прискорення сонячних променів (за секунди часу).

Залишаючи область прискорення, частки сонячних космічних променів протягом багатьох годин блукають у міжпланетному магнітному полі, розсіюючись на його неоднорідностях, і поступово йдуть до периферії Сонячної системи. Частина вторгається в атмосферу Землі, викликаючи додаткову іонізацію газів атмосфери (переважно у сфері полярних шапок). Достатньо інтенсивні потоки сонячних променів можуть помітно спустошувати озонний шар атмосфери. Тим самим сонячні космічні промені відіграють активну роль системі сонячно-земних зв'язків. Потужні потоки швидких частинок у період сонячних спалахів можуть створювати серйозну небезпеку в міжпланетному просторі для екіпажів космічних апаратів (КА), їх сонячних батарейта електронного обладнання. Встановлено, що найбільший внесок у сумарну дозу роблять сонячні протони з енергією 2·10 7 – 5·10 8 еВ. Частинки менших енергій ефективно поглинаються обшивкою космічних апаратів. Відносно невеликі сонячні протонні події створюють максимальний потік протонів з енергією. 10 8 еВ не вище 10 2 - 10 3 см -2 с -1, що порівняно з потоком протонів у внутрішньому радіаційному поясі Землі. Останнім часом один із найбільш потужних спалахів балу Х17 стався у вересні 2005. Значення максимальних потоків протонів під час потужних УПС зростають у міру зменшення енергії. Для забезпечення радіаційної безпеки космічних апаратів потрібне прогнозування сонячних спалахів.

Цикл сонячної активності.

Німецький астроном-аматор Генріх Швабе з Дессау, за фахом аптекар, протягом чверті століття кожен ясний день спостерігав Сонце та відзначав кількість помічених ним сонячних плям. Коли він переконався, що це число регулярно збільшується і зменшується, він у 1851 опублікував свої спостереження і тим самим привернув увагу вчених до свого відкриття. Директор обсерваторії в Цюріху Р.Вольф докладно вивчив раніші дані про спостереження плям на Сонці та організував подальшу систематичну їх реєстрацію. Він ввів для характеристики плямоосвітньої діяльності Сонця спеціальний індекс, пропорційний сумі числа всіх окремих плям, Наразіспостережуваних на сонячному диску, та удесятеренного числа утворених ними груп. Згодом цей індекс почали називати числами Вольфа. Виявилося, що чергування максимумів і мінімумів ряду чисел Вольфа відбувається не строго періодично, а через інтервали часу, що коливаються від восьми до п'ятнадцяти років. Однак у різні епохи інтервал виявлявся однаковим, у середньому – близько одинадцяти років. Тому явище почали називати 11-річним циклом сонячної активності.

На початку циклу плям на Сонці майже немає. Потім за кілька років їхня кількість збільшується до деякого максимуму, після чого дещо повільніше вона знову зменшується до мінімуму. З урахуванням чергування магнітної полярності плям біполярних груп та всього Сонця у сусідніх циклах фізично обґрунтовано 22-річний цикл сонячної активності. Є дані про існування більш тривалих циклів: 35-річного (цикл Брюкнера), вікового (80-130 років) та деяких інших.

Індекси сонячної активності.

Рівень сонячної активності заведено характеризувати спеціальними індексами сонячної активності. Найвідомішим з них є числа Вольфа W, введені німецьким астрономом Рудольфом Вольфом: W = k(f + 10g), де, f– кількість всіх окремих плям, що на даний момент спостерігаються на сонячному диску, а g- Удесятерене число утворених ними груп. Цей індекс вдало відображає внесок у сонячну активність не тільки від самих плям, а й від усієї активної області, переважно зайнятої смолоскипами. Тому числа Wдуже добре узгоджуються з сучасними більш точними індексами, наприклад, величиною потоку радіовипромінювання від усього Сонця на хвилі 10,7 см. Існує також безліч інших індексів сонячної активності, що визначаються площею смолоскипів, флоккул, тіней плям, кількістю спалахів і т.д.

Роль Сонця для життя на землі.

Різні види сонячного випромінювання визначають тепловий баланс суші, океану та атмосфери. За межами земної атмосфери на кожен квадратний метр майданчика, перпендикулярного сонячним променям, припадає трохи більше 1,3 кіловати енергії. Суша та води Землі поглинають приблизно половину цієї енергії, а в атмосфері поглинається близько однієї п'ятої її частини. Решта сонячної енергії (близько 30%) відбивається назад у міжпланетний простір, головним чином, земною атмосферою. Важко собі уявити, що станеться, якщо якийсь час якась заслінка перегородить шлях цим променям на Землю. Арктичний холод швидко почне охоплювати нашу планету. За тиждень тропіки занесе снігом. Замерзнуть річки, стихнуть вітри і океан промерзне до дна. Зима настане раптово та всюди. Почнеться сильний дощ, але не з води, а з рідкого повітря (в основному з рідкого азоту та кисню). Він швидко замерзне і семиметровим шаром покриє всю планету. Жодне життя не зможе зберегтися в таких умовах. На щастя, всього цього статися не може, принаймні, раптово і в найближчому майбутньому, проте описана картина досить наочно ілюструє значення Сонця для Землі. Сонячне світло та тепло були найважливішими факторами виникнення та розвитку біологічних форм життя на нашій планеті. Енергія вітру, водоспадів, течії річок та океанів – це запасена енергія Сонця. Те саме можна сказати і про викопні види палива: вугілля, нафту, газ. Під впливом електромагнітного та корпускулярного випромінювань Сонця молекули повітря розпадаються на окремі атоми, які, у свою чергу, іонізуються. Утворюються заряджені верхні шари земної атмосфери: іоносфера та озоносфера. Вони відводять або поглинають згубне іонізуюче і проникаюче сонячне випромінювання, пропускаючи до Землі лише частину енергії Сонця, яка корисна живому світу, до якої рослини і живі істоти пристосувалися. Однак навіть мізерна залишкова частина ультрафіолетових променів, що досягає наших пляжів, здатна завдати багато неприємностей необережним туристам, які прагнуть скоріше засмагнути.

Сонячно-земні зв'язки.

Комплекс явищ, пов'язаних із впливом сонячного корпускулярного та електромагнітного випромінювань на геомагнітні, атмосферні, кліматичні, погодні, біологічні та інші геофізичні та геологічні процеси – предмет особливої ​​дисципліни, яка називається сонячно-земні зв'язки. Її основні ідеї було закладено на початку 20 ст. працями видатних російських учених В.І.Вернадського, К.Е.Ціолковського та А.Л.Чижевського – основоположника геліобіології, активного дослідника впливу сонячної активності на різні явища, що відбуваються на Землі.

Сонце та тропосфера.

Поверхня Землі нагрівається сильніше, ніж повітря, тому приземні шари повітря тепліші за вищі. Якщо подивитися на відкритий пейзаж у спекотний день, то можна помітити струмені гарячого повітря, що піднімаються. Так, у нижній атмосфері Землі виникає перемішування (конвекція), подібна до тієї, що призводить до утворення грануляції в сонячній фотосфері. Цей шар, завтовшки кілометрів 10–12 (у середніх широтах), називаються тропосферою. Його добре видно зверху з ілюмінатора літака, що летить над пеленою купових хмар – прояви конвекції в земній атмосфері. Температура в тропосфері неухильно зменшується з висотою до значень –40 і навіть –80° З висотах близько 8 і 100 км.

Сонце, погода та клімат.

Приплив сонячного світлаі тепла до Землі, що обертається, призводить до добової зміни температури майже на всіх широтах, крім полярних шапок, де ночі і дні можуть тривати аж до півроку. Зате тут найістотніше річний ритм сонячної опроміненості, також помітний на всій Землі, крім екваторіальної зони, де відчувається лише зміна дня та ночі. Добові та річні зміни освітленості Землі сонячними променями призводять до складної періодичної мінливості нагріву у різних районах Землі. Неоднакове нагрівання різних ділянок суші, океану та атмосфери призводить до виникнення потужних струменевих течій в океанах, а також до вітрів, циклонів та ураганів у тропосфері. Ці переміщення речовини згладжують перепади температури і при цьому сильно впливають на погоду в кожній точці Землі і формують клімат на всій планеті. Очікується, що усталений протягом тисячоліть тепловий режим Землі має забезпечити виключно точну повторюваність погодних явищ у кожному заданому регіоні. У деяких місцях це справді так. Наприклад, з часів давньої історії відомо, що розливи Нілу, пов'язані з опадами в його верхів'ях, як годинник починається в один і той же день тропічного року. Однак у багатьох інших місцях за збереження загальних закономірностей часто спостерігаються помітні відхилення від середнього. Багато з них відображені у календарях різних народів, зокрема й у російській (травень холодний - рік родючий, якщо на Євдокію курочка може з калюжі напитися, лету теплому бути і т.д.). Однак, дати, наприклад, хрещенських та введених морозів – стійкіші, а різдвяних – менше. З геології відомо про кілька льодовикових періодів. Всі ці аномалії, хоча б частково, можуть бути пов'язані із сонячною активністю.

Едвард Кононович

Література:

Пікельнер С.Б. Сонце.М., Фізматгіз, 1961
Мензел Д. Наше сонце. М., Фізматгіз, 1963
Вітінський Ю.І., Оль А.І., Сазонов Б.І. Сонце та атмосфера Землі. Л., Гідрометеоздат, 1976
Кононович Е.В. Сонце – денна зірка. М., Просвітництво, 1982
Міттон С. Денна зірка.М., Світ, 1984
Кононович Е.В., Мороз В.І. Загальний курс астрономії. М., УРСС, 2001

Щоб у майбутньому не пропускати спалахи на Сонці, і подальші за ними полярні сяйва, додаю інформацію про сонячну активність у реальному часі. Щоб оновити інформацію, перезавантажте сторінку.

Сонячні спалахи

На графіці представлений загальний потікрентгенівського випромінювання Сонця, що отримується з супутників серії GOES в режимі реального часу. Сонячні спалахи помітні у вигляді сплесків інтенсивності. Під час потужних спалахів відбуваються порушення радіозв'язку у ВЧ діапазоні на денній стороні Землі. Ступінь цих порушень залежить від потужності спалаху. Бал (C,M,X) спалахів та їх потужність у Вт/м 2 вказані на лівій осі координат у логарифмічному масштабі. Ймовірний рівень порушень радіозв'язку за шкалою NOAA (R1-R5) показано праворуч. На графіку розвиток подій у жовтні 2003р.

Сонячні космічні промені (сплески радіації)

Хвилин через 10-15 після потужних сонячних спалахів до Землі приходять протони високих енергій -> 10 МеВ або так звані сонячні промені (СКЛ). У західній літературі – High energy proton flux and Solar Radiation Storms, тобто. потік протонів високих енергій чи сонячна радіаційна буря. Цей радіаційний удар може викликати порушення та поломки в апаратурі космічних апаратів, призводити до небезпечного опромінення космонавтів та отримання підвищеної дози радіації пасажирами та екіпажами реактивних літаків на високих широтах.

Індекс геомагнітної обурення та магнітні бурі

Посилення потоку сонячного вітру та прихід ударних хвиль корональних викидів викликають сильні варіації геомагнітного поля- магнітні бурі. За даними, що надходять із космічних апаратів серії GOES, в режимі реального часу обчислюється рівень обурення геомагнітного поля, який і представлений на графіку.

Нижче індекс протонів

Протони беруть участь у термоядерних реакціях, які є основним джерелом енергії, що генерується зірками. Зокрема, реакції pp-циклу, який є джерелом майже всієї енергії, що випромінюється Сонцем, зводяться до з'єднання чотирьох протонів на ядро ​​гелію-4 з перетворенням двох протонів на нейтрони.

Максимально очікуване значення УФ-індексу

Австрія, Gerlitzen. 1526 м.

Значення УФ-індексу

Австрія, Gerlitzen. 1526 м.

Дані значення УФ-індексу планети

Дані комплексного моніторингу у м.Томську

Компоненти магнітного поля

Залежність варіацій компонент магнітного поля в гаммах від місцевого часу.

Місцевий час виражено у годиннику Томського літнього декретного часу (ТЛДВ). ТЛДВ = UTC +7 годин.

Нижче представлений рівень обурення геомагнітного поля в К-індексах.

Спалах на Сонці за даними супутника GOES-15

NOAA / Space Weather Prediction Center

Потік протонів та електронів взяті з GOES-13 GOES Hp, GOES-13 та GOES-11

Solar X-ray Flux

Спалах на Сонці

На шкалі існує п'ять категорій (за зростанням потужності): A, B, C, M і X. Крім категорії кожному спалаху надається деяке число. Для перших чотирьох категорій це число від нуля до десяти, а категорії X — від нуля і від.

HAARP феррозонд (магнітометр)

«Компонент H» (чорний слід) позитивний магнітний північ,
«Компонент D» (червоний слід) позитивний Схід,
"Компонент Z" (синій слід) позитивний вниз

Докладніше: http://www.haarp.alaska.edu/cgi-bin/magnetometer/gak-mag.cgi

Графік GOES Hp містить 1-хвилинні усереднені паралельні компоненти магнітного поля в нанотеслах (nanoTeslas - nT) вимірюваний GOES-13 (W75) і GOES-11 (W135).

Примітка: Час на картинках вказаний північноатлантичний, тобто відносно
московського часу потрібно забрати 7 годин (GMT-4:00)
Джерела інформації:
http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html
http://www.swpc.noaa.gov/rt_plots/index.html

Активність сонця у реальному часі

Тут представлено моделювання сонячної активності у реальному часі. Оновлення зображень відбувається раз на 30 хвилин. Можливе періодичне відключення датчиків та камер на супутниках через технічні несправності.

Зображення Сонця у реальному часі (онлайн).

Ультрафіолетовий телескоп, яскраві плями відповідають 60-80 тис. градусів за Кельвіном. Супутник SOHO LASCO C3

Зображення корони сонця в реальному часі.

Характеристики Сонця

Відстань до Сонця: 149.6 млн. км = 1.496 · 1011 м = 8.31 світлова хвилина

Радіус Сонця: 695 990 км або 109 радіусів Землі.

Маса Сонця: 1.989 · 1030 кг = 333 000 мас Землі

Температура поверхні Сонця: 5770 К

Хімічний склад Сонця на поверхні: 70% водню (H), 28% гелію (He), 2% інших елементів (C, N, O, …) за масою

Температура у центрі Сонця: 15 600 000 К

Хімічний склад у центрі Сонця: 35% водню (H), 63% гелію (He), 2% інших елементів (C, N, O, …) за масою

Сонце - основне джерело енергії на Землі.

Ми зможемо побачити те, що відбувається зараз у космосі. Іноді фото з'являється на нашому порталі через лічені хвилини, після того, як спрацював затвор камери у Всесвіті. А це означає, що перед цим зображення встигло подолати півтора мільйона кілометрів. Саме на такій відстані знаходяться супутники.

Трансляцію зображень Сонця розпочнемо з нового сучасного космічного телескопа. Зображення ці – дивовижні. Завдяки двом американським супутникамблизнюкам STEREO ми можемо побачити невидиме. Тобто той бік зірки, який прихований від спостереження із Землі.

На схемі видно, що супутники-обсерваторії A і B дозволяють спостерігати Сонце з протилежних сторін. Спочатку було заплановано, що згодом їх орбіти розійдуться так, що ми зможемо побачити Сонце не просто збоку, а повністю зі зворотного боку. І у лютому 2011 року це сталося.

Те, що ми можемо бачити прямо зараз, схоже на фантастику. Майже реально спостерігаємо приховане життя космосу. Його таємницю. І нам ніколи не завадять у цьому хмари, хмари та інші атмосферні явища. Космос ідеальне місцедля таких спостережень. До речі, незрозумілого тут для вчених — 90 відсотків з усіх явищ, що відбуваються. Навіть у поведінці найближчої до нас зірки. Може, саме Ви допоможете зробити основоположні розгадки?

Дивіться: ось воно - наше Сонце (на знімку - нижче) , скромно заховане за «заглушкою», щоб не робити засвічення зображення. Ширококутний об'єктив дозволяє зробити огляд на сотні тисяч кілометрів довкола. Зроблено це спеціально, щоб ми могли бачити сонячну корону.

Трансляція цього зображення ведеться із супутника STEREO B. Час на зображенні вказано за Грінвічем.

Час GMT (Грінвіч): Якщо відбуваються викиди у бік Землі, їх спрямованість виходити до правого краю. Саме такі яскраві променисті сполохи і становлять небезпеку для нас — землян. Іноді вчені пишуть поспіхом електронним пером підказки на зображенні. Сповіщаючи нас про появу в кадрі якоїсь комети чи планети. Вище – наступна «картинка» зі супутника STEREO B, з маркуванням – behind_euvi_195, – але тепер уже з видом безпосередньо на саме Сонце. Ми спостерігаємо: чи є активність на невидимому боці? Залежно від розташування сполохів по правому краю можна буде самим прогнозувати їхню швидкість появи на видимій стороні. Нагадаємо, що поверхневі шари Сонця роблять повний оборотблизько 25 діб. Обертання відбувається зліва направо. Зелений колір зображення утворюється тому, що телескоп відображає атмосферу Сонця у певному діапазоні хвиль. В даному випадку – 195 А (Ангстрем). Ми «заглядаємо» у температурний шар зірки на рівні близько півтора мільйона градусів Цельсія. А ось на наступному зображенні (нижче) можемо розглянути більш поверхневий шар, нагрітий до 80 000 ° С. Але це ми вже бачимо трансляцію з іншого дивовижного телескопа - космічної обсерваторії SDO. Вона була запущена у космос у 2010 році. Головна її мета – дослідження динамічних процесів на Сонці.

SDO транслює зображення дуже оперативно. Ви це самі можете бачити з маркування всесвітнього часу на знімку. Показово, що погляд цієї обсерваторії на Сонці точно збігається з тим, яким ми самі бачимо його із Землі. Саме з цього боку й «вистрілюють» у нас найнебезпечніші протуберанці та приходять магнітні бурі. А утворюються вони, як правило, у темних областях — плямах. Їхня широка поява — тривожний знак магнітної неспокійності. Це означає, що Землі може статися магнітна буря. І саме зображення, що транслюється нижче дозволяє нам спостерігати за її провісниками — плямами.

З'явилися плями — приділіть більшу увагу своєму здоров'ю. Доведено, що магнітним бурям піддаються абсолютно всі люди. Але в одних захисні механізми спрацьовують краще, в інших гірше. Причини такої різниці вченим незрозумілі.

ЯК ВЕСТИ СЕБЕ ПІД ЧАС МАГНІТНИХ БУР?

Узагальнююча рада лікаря-терапевта Мирослави БУЗЬКО:<Не стоит в эти дни увлекаться спиртным. Будьте крайне осторожны. Известно, что близько 70% інфарктів, гіпертонічних кризів та інсультів трапляються якраз під час магнітних бур. Вчені з'ясували, що під час збільшення сонячної активності кров курсує по капілярах значно повільніше. Настає кисневе голодування тканин органів. Зростає рівень холестерину та адреналіну. Це призводить до підвищеної стомлюваності, зниження життєвої активності. У дні магнітних бур набрякає обличчя. Гіпертонікам у такі дні без ліків виходити не варто >

ВПЕРШЕ! На нашому порталі розпочато пряму трансляцію з Міжнародної космічної станції: життя космонавтів, службові переговори, стикування, види Землі в реальному часі.

До речі, неспокійна геомагнітна обстановка, що створюється на Землі Сонцем, є найбільш актуальною для тих, хто живе ближче до Півночі. Це викликано будовою нашої планети та її становищем у космосі. Територіально найбільше дістається сонячних бур — Росії (Сибір та Європейська Північ), США (Аляска) та Канаді.

Нагадаємо, що сонячні зображення з'являються на порталі з тимчасовою затримкою, необхідною для їх передачі з космічної обсерваторії та обробку для показу. Все робиться в автоматичному режимі.

Якщо Ви бачите<квадратики>на зображенні чи спотворену «картинку» — це означає, що стався технічний збій. Іноді, у цьому може бути<виновато>саме Сонце, яке в черговий развиплеснуло на оточуючих свою гігантську енергію: А ці викиди можуть дуже серйозно загрожувати нашій цивілізації. Більша частинасучасних електронних пристроївне захищені від дії аномальних сонячних випромінювань. Вони можуть вийти з ладу миттєво.

Про нинішній несприятливий прогноз активності Сонця та про причини, які можуть сильно зруйнувати земну інфраструктуру, нагадаємо, можете прочитати у матеріалі «Ахіллесова п'ята нового століття»

Спостерігайте життя справжньої Зірки! Від неї реально залежить наше з Вами життя:

(Трансляція забезпечується завдяки відкритості у наданні інформації з боку космічних агентств ЄС та NASA)

Інформер впливу Сонця

Показані середні прогнозні значення глобального геомагнітного індексуКр, на основі геофізичних даних із дванадцяти обсерваторій світу, зібраних Службою Сонця SWPC NOAA. Дані наведеного нижче прогнозу оновлюються щодня. До речі, Ви можете легко переконатись, що вчені майже не вміють прогнозувати сонячні події. Досить порівняти їхні прогнози із реальною ситуацією. Зараз прогноз на три дні виглядає так:

Кр-індекс— характеризує загальнопланетарне геомагнітне поле, тобто у масштабах усієї Землі. По кожному дню показано вісім значень - на кожен тригодинний інтервал часу, протягом доби (0-3, 3-6, 6-9, 9-12, 12-15, 15-18, 18-21, 21-00 годин) . Час вказано московським (msk)

Вертикальні лінії ЗЕЛЕНОГОкольору ( I ) - безпечний рівень геомагнітної активності.

Вертикальні лінії ЧЕРВОНОГОкольору ( I ) - магнітна буря (Kp>5). Чим вище червона вертикальна лінія, тим більше буря. Рівень, з якого можливі помітні впливу здоров'я метеочувствительных людей (Kp=7) відзначений горизонтальною лінією червоного цвета.

Нижче ви можете бачити реальне відображення геомагнітного впливу Сонця. За шкалою значень Kp-індексуВизначайтесь зі ступенем його небезпеки для Вашого здоров'я. Цифра вище 4-5 одиниць означає настання магнітної бурі. Зазначимо, що в даному випадку, на графіку оперативно відображається рівень сонячного випромінювання, що вже досяг Землі. Ці дані фіксуються і видаються кожні три години кількома станціями стеження США,
Канаді та Великобританії. А зведений результат ми бачимо завдяки Центру космічних прогнозів ( NOAA/Space Weather Prediction Center)

ВАЖЛИВО! Враховуючи, що небезпечний викид сонячної енергії досягає Землі не раніше, ніж через добу, ви самі, з урахуванням оперативних зображень Сонця, які транслюються вище, зможете заздалегідь підготуватися до несприятливого впливу, рівень якого відображається нижче.

Індекс геомагнітної збуреності та магнітні бурі

Індекс Kp визначає ступінь геомагнітної збуреності. Що індекс Kp тим обурення більше. Kp< 4 — слабые возмущения, Kp >4 - сильні обурення.

Позначення інформера сонячної дії

Рентгенівське випромінювання Сонця*

Normal: Звичайний сонячний рентгенівський потік

Active: Збільшене сонячне рентгенівське випромінювання.

Нам здається, що джерело життя на Землі - сонячне випромінювання - постійне і незмінне. Безперервний розвиток життя на нашій планеті протягом останнього мільярда років підтверджує це. Але фізика Сонця, що за минуле десятиліття досягла великих успіхів, довела, що випромінювання Сонця відчуває коливання, що мають свої періоди, ритми та цикли. На Сонці з'являються плями, смолоскипи, протуберанці. Число їх зростає протягом 4-5 років до найвищої межі на рік сонячної активності.

Це час максимуму сонячної активності. У ці роки Сонце викидає додаткову кількість заряджених електрикою частинок - корпускул, які зі швидкістю понад 1000 км/сек мчать у міжпланетному просторі та вриваються в атмосферу Землі. Особливо потужні потоки корпускул виходять при хромосферних спалахах. особливому виглядівибухи сонячної матерії. Під час цих винятково сильних спалахів Сонце викидає так звані космічні промені. Ці промені складаються з уламків атомних ядер і приходять до нас із глибини Всесвіту. У роки сонячної активності посилюється ультрафіолетове, рентгенівське та радіовипромінювання Сонця.

Періоди сонячної активності мають величезний вплив на зміну погоди та посилення природних катаклізмів, що чудово відомо з історії. Посеред сонячної активності, а також спалахи на Сонці можуть впливати на суспільні процеси, викликаючи голод, війни та революції. При цьому твердження про наявність прямого зв'язку між максимумами активності та революціями не має під собою жодної науково підтвердженої теорії. Однак, у будь-якому випадку, зрозуміло, що прогноз сонячної активності у зв'язку з погодою є найважливішим завданням кліматології. Підвищена сонячна активність негативно впливає на здоров'я людей та їхній фізичний стан, порушує біологічні ритми.

Випромінювання Сонця несе із собою великі запаси енергії. Усі види цієї енергії, потрапляючи в атмосферу, переважно поглинаються її верхніми шарами, де відбуваються, як кажуть вчені, «обурення». Силові лінії магнітного поля Землі направляють рясні потоки корпускул у полярні широти. У зв'язку з цим там виникають магнітні бурі та полярні сяйва. Корпускулярні промені починають проникати навіть в атмосферу помірних та південних широт. Тоді спалахують полярні сяйва у таких віддалених від полярних країн місцях, як Москва, Харків, Сочі, Ташкент. Такі явища спостерігалися неодноразово і не раз спостерігатимуться у майбутньому.

Іноді магнітні бурі досягають такої сили, що переривають роботу телефонного та радіозв'язку, порушують роботу ліній електропередач, викликають збої в електропостачанні.

Ультрафіолетові промені Сонця майже повністю поглинаються високими шарами атмосфери

Для Землі це має величезне значення: адже у великій кількості ультрафіолетові промені є згубними для всього живого.

Сонячна активність, впливаючи на високі шари атмосфери, істотно впливає загальну циркуляцію повітряних мас. Отже, воно відбивається на погоді та кліматі всієї Землі. Очевидно, вплив збурень, що у верхніх шарах повітряного океану, передаються у його нижні шари - тропосферу. При польотах штучних супутників Землі та метеорологічних ракет було виявлено розширення та ущільнення високих шарів атмосфери: повітряні припливи та відливи, подібні до океанічних ритмів. Однак механізм взаємозв'язку індексу високих та низьких верств атмосфери повністю ще не вдалося розкрити. Безперечно, що у роки максимуму сонячної активності відбувається посилення циклів циркуляції атмосфери, найчастіше відбуваються зіткнення теплих та холодних течій повітряних мас.

На Землі існують області спекотної погоди (екватор та частина тропіків) та гігантські холодильники – Арктика та особливо Антарктика. Між цими областями Землі завжди існує різниця в температурі та тиску атмосфери, що приводить у рух величезні маси повітря. Йде безперервна боротьба між теплими і холодними течіями, що прагнуть вирівняти різницю, що виникає через зміни температури і тиску. Іноді тепле повітря бере перевагу і проникає далеко на північ до Гренландії і навіть до полюса. В інших випадках маси арктичного повітря прориваються на південь до Чорного та Середземного морів, доходять до Середньої Азіїта Єгипту. Кордон повітряних мас, що борються, є найнеспокійнішими областями атмосфери нашої планети.

Коли різниця в температурі повітряних мас, що рухаються, зростає, то на кордоні виникають потужні циклони і антициклони, що породжують часті грози, урагани, зливи.

Сучасні кліматичні аномалії на кшталт літа 2010 року в європейській частині Росії, і численних повеней в Азії не є чимось екстраординарним. Їх не варто вважати провісниками швидкого кінця світу або свідченням глобальної зміни клімату. Наведемо приклад із історії.

У 1956 р. бурхлива погода охопила північну та південну півкулі. У багатьох районах Землі це викликало стихійні лихата різка зміна погоди. В Індії паводки на річках повторювалися кілька разів. Вода затопила тисячі сіл та змила посіви. Від повеней постраждали близько 1 млн. людей. Прогнози не працювали. Від злив, гроз та повеней улітку цього ж року постраждали навіть такі країни, як Іран та Афганістан, де зазвичай у ці місяці бувають посухи. Особливо висока сонячна активність з піком випромінювання у період 1957-1959 років, викликала ще більше зростання числа метеорологічних катастроф - ураганів, гроз, злив.

Всюди спостерігалися різкі контрасти погоди. Наприклад, у Європейській частині СРСР за 1957 р. виявилася надзвичайно теплою: у січні середня температура була -5°. У лютому у Москві середня температура досягла -1°, за норми -9°. У цей же час у Західного Сибіруй у республіках Середню Азію стояли сильні морози. У Казахстані температура знизилася до -40 °. Алма-Ата та інші міста Середньої Азії були буквально засипані снігом. У південній півкулі - в Австралії та в Уругваї - у ті самі місяці стояла небувала спека з суховиями. Атмосфера вирувала до 1959 р., коли почався спад сонячної активності.

Вплив спалахів Сонця та рівня сонячної активності на стан рослинного та тваринного світу позначається непрямим шляхом: через цикли загальної циркуляції атмосфери. Наприклад, ширина шарів спиляного дерева, якими визначається вік рослини, залежить головним чином від щорічної кількості опадів. У посушливі роки ці шари дуже тонкі. Кількість річних опадів періодично змінюється, що можна побачити на річних кільцях старих дерев.

Зрізи, зроблені на стовбурах морених дубів (їх знаходять у руслах річок), дозволили дізнатися історію клімату кілька тисячоліть до нашого часу. Існування певних періодів, або циклів, сонячної активності підтверджує дослідження матеріалів, які виносять річки з суші та відкладають на дні озер, морів та океанів. Аналіз стану проб донних відкладень дозволяє простежити протягом сонячної активності протягом сотень тисяч років. Взаємозв'язки сонячної активності та процесів природи Землі дуже складні і об'єднані у загальну теорію.

Вчені встановили, що коливання сонячної активності відбуваються в межах від 9 до 14 років

Сонячна активність впливає на рівень Каспійського моря, на солоність вод Балтійського та льодовитість північних морів. Для циклу підвищеної сонячної діяльності характерно низьке стояння рівня Каспію: підвищення температури повітря викликає посилене випаровування води та зменшення стоку Волги – головної живильної артерії Каспію. З тієї ж причини підвищилася солоність Балтійського моря і зменшилася льодовитість північних морів. В принципі, вчені можуть дати прогноз майбутнього режиму північних морів на найближчих десятиліть.

В даний час часто чуються докази, що Північний Льодовитий океан незабаром звільниться з льоду і буде придатний для судноплавства. Слід щиро поспівчувати «пізнанням» «експертів», які роблять такі заяви. Так, можливо, частково звільниться на рік-другий. А потім знову замерзне. І чого Ви нам сказали такого, про що ми не знали? Залежність крижаного покриву північних морів від циклів та періодів підвищеної сонячної активності надійно встановлена ​​понад 50 років тому та підтверджена десятиліттями спостережень. Тому можна з високою впевненістю стверджувати, що крига наросте так само, як і розтанув, у міру проходження циклу сонячної активності.

Просто про складне – Сонячна активність та її вплив на природу та клімат у довіднику

• Галерея зображень, картинки, фотографії.
• Сонячна активність та її вплив на природу та клімат – основи, можливості, перспективи, розвиток.
• Цікаві факти, корисна інформація.
• Зелені новини – Сонячна активність та її вплив на природу та клімат.
• Посилання на матеріали та джерела – Сонячна активність та її вплив на природу та клімат у довіднику.

Схожі записи

Тут представлено моделювання сонячної активності у реальному часі. Оновлення зображень відбувається раз на 30 хвилин. Можливе періодичне відключення датчиків та камер на супутниках через технічні несправності. Проект не відповідає за зображення.

Зображення Сонця у реальному часі (онлайн).

Ультрафіолетовий телескоп, яскраві плями відповідають 60-80 тис. градусів за Кельвіном. Супутник SOHO LASCO C3

Зображення корони сонця в реальному часі.

Показує сонячний вітер завдовжки близько 8,5 мільйонів кілометрів від Сонця.

Зображення сонячного вітру в реальному часі.

Порожнє поле відповідає 32 діаметрам Сонця. Діаметр зображення близько 45 мільйонів кілометрів на відстані від Сонця або половина діаметру Меркурія. За Сонцем можна спостерігати багато яскравих зірок. Супутник SOHO LASCO C2

Спалах на Сонці

Індекс геомагнітної збуреності та магнітні бурі

Порівняння основних графіків по сонцю

Прогноз сонячної активності на 27 днів.

HAARP феррозонд (магнітометр)

Примітка: Час на картинках вказаний північноатлантичний, тобто щодо московського часу потрібно забрати 7 годин (UTC=MST-4)
Джерела інформації: http://www.swpc.noaa.gov/
http://www.irf.se/
http://www.tesis.lebedev.ru/

Характеристики Сонця

Відстань до Сонця: 149.6 млн. км = 1.496 · 1011 м = 8.31 світлова хвилина

Радіус Сонця: 695 990 км або 109 радіусів Землі.
Маса Сонця: 1.989 · 1030 кг = 333 000 мас Землі

Температура поверхні Сонця: 5770 К
Хімічний склад Сонця на поверхні: 70% водню (H), 28% гелію (He), 2% інших елементів (C, N, O, ...) за масою

Температура у центрі Сонця: 15 600 000 К
Хімічний склад у центрі Сонця: 35% водню (H), 63% гелію (He), 2% інших елементів (C, N, O, ...) за масою