Спутник слежения за солнцем

МКС Онлайн

Солнце онлайн (SDO / SOHO)

Солнце самый главный источник света и тепла на нашей планете. В древние времена практически все религии и верования мира были пронизаны благоговением и почитанием этой звезды как божества. Современный человек уже не готов придавать столь сильное значение земному светилу, но фактически, спустя тысячи лет, Солнце не стало менее значимым, ни для человечества, ни для других живых организмов на Земле.

Однако, по мере того как угасал божественный интерес к Солнцу, интерес научный только возрастал. Явления, происходящие на этой звезде, все больше и больше притягивали и продолжают притягивать к себе внимание ученых космических агентств и обсерваторий. Так, например, на Солнце время от времени происходят взрывные процессы выделения энергии, так называемые – солнечные вспышки, способные влиять на жизненно важные процессы на Земле.

Обсерватория солнечной динамики под руководством NASA (Solar Dynamics Observatory, SDO) и установленное на ней оборудование позволяют нам получать изображения Солнца размерами 4096*4096 пикселей, что дает уникальную возможность вести наблюдение за поверхностью Солнца с угловым размером 0,6 секунды.

Аппарат передает снимки каждые 12 секунд, на основании которых составляются анимационные изображения. Объем данных, которые ученые получают на Земле, в сутки составляет порядка 3 терабайт.

Предлагаем Вам весь спектр изображений, которые передает спутник SDO. Анимированные фотографии обновляются ежедневно. Для просмотра анимации кликните по изображению.

SDO

Длина волны: 171 ангстрем (0,0000000171 м). Характерная температура: 999726,85 С (1000000 K 180000 F)

Длина волны: 193 ангстрем (0,0000000193 м). Характерная температура: 1249726,85 С (1250000 K 2250000 F)

Длина волны: 211 ангстрем (0,0000000211 м). Характерная температура: 1999726,85 С (2000000 K 3600000 F)

Длина волны: 304 ангстрем (0,0000000304 м). Характерная температура: 49726,85 С (50000 K 90000 F)

Длина волны:131 ангстрем (0,0000000131 м). Характерная температура: 9999726,85 С (10000000 K 18000000 F)

Длина волны: 335 ангстрем (0,0000000335 м). Характерная температура: 2799726,85 С (2800000 K 5000000 F)

Благодаря ультрафиолетовому телескопу EIT, установленному на спутнике SOHO у нас есть возможность получать фотографии Солнца через призму ультрафиолетовых фильтров с разным диапазоном. Подобная технология позволяет наблюдать процессы, возникающие на поверхности звезды, в том числе солнечные вспышки. А спектрометрический хронограф блокирует мощное излучение нашего светила полностью, позволяя создавать искусственное затмение и получать детальные фотографии солнечной короны.

Источник

Солнце онлайн

Вспышки на Солнце

Текущее расстояние от Земли до Солнца (в километрах)

Магнитные бури

6.9K

На Солнце произошла вспышка M3-класса

4.4K

На Солнце произошла серия вспышек

Позиции Солнца и Луны относительно горизонта с учетом вашего местоположения

Дрон «Ingenuity» совершил первый полет на Марсе

Прямая трансляция запуска «Tianzhou-2» к китайской космической станции

Опубликован новый снимок первой сфотографированной черной дыры

Прямая трансляция возвращения экипажа «Союз МС-17» на Землю

Получен детальный снимок великолепной галактики со вспышкой звездообразования

«Вызывающий страх». В Аргентине обнаружен новый вид хищных динозавров

Раскрыты удивительные свойства межзвездной кометы 2I/Borisov

Обнаружены свидетельства взрыва 100-метрового астероида над Антарктидой

Вспыхнувшая в созвездии Кассиопея звезда стала видна невооруженным глазом

Астрономы исследовали тысячи звездных яслей

Астрономы подтвердили миграцию планеты Осирис

На соседней звезде зарегистрирована мощнейшая вспышка

Прямая трансляция запуска миссии SpaceX «Crew-2» к Международной космической станции

Получен снимок ровера «Curiosity» с орбиты Марса

Астрономы сфотографировали пару «глаз», образованных сливающимися галактиками

Прямая трансляция полета дрона «Ingenuity» на Марсе

Получен снимок падающей на Землю ступени китайской ракеты

Ровер «Perseverance» добыл первый кислород на Марсе

Прямая трансляция выхода российских космонавтов в открытый космос

В атмосфере комет, и даже межзвездной, обнаружены пары тяжелых металлов

Ровер «Curiosity» раскрыл интригующие подробности климата древнего Марса

23 марта два астероида подойдут к Земле ближе Луны

Прямая трансляция запуска «Союз-2.1б» с космодрома Восточный

Астрономы заметили вращение у крупнейших структур во Вселенной

Текущее расстояние планет от Солнца и Земли и их видимость на небе с учетом местоположения

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

Расстояние от Солнца

Расстояние до Земли

© 2015-2021 Ин-Спейс. Все права защищены.

Использование всех текстовых материалов без изменений разрешается только с активной гиперссылкой на издание Ин-Спейс. Все аудиовизуальные произведения являются собственностью своих авторов и правообладателей и используются только в образовательных и информационных целях.

Сетевое издание Ин-Спейс зарегистрировано в Федеральной службе по надзору в сфере связи, информационных технологий и массовых коммуникаций (Роскомнадзор) 04 мая 2018 года. Свидетельство о регистрации Эл № ФС 77 — 72684.

Сайт может содержать контент, не предназначенный для лиц младше 18 лет.

Источник

Онлайн изображения Солнца со спутника SOHO

На данный момент, помимо земных инструментов, для наблюдения за нашей звездой, запущено множество космических аппаратов: SOHO, SDO, Stereo A и B. На изображениях ниже можно просматривать текущее состояние Солнца онлайн со спутника в различных диапазонах.

Изображение Солнца в реальном времени (онлайн)

Фотография обновляется ежедневно. Иногда возможно отключение камер на спутнике.

На спутнике SOHO имеется спектрометрический коронограф, способный получать фотографии солнечной короны, блокируя свет, идущий непосредственно от светила, заслоняя его диском и создавая искусственное затмение в самом инструменте. Положение Солнечного диска отмечено белым кругом. Наиболее характерной особенностью короны являются корональные лучей — почти радиальные полосы, которые можно увидеть на снимках. Выброс корональной массы также можно увидеть с помощью коронографа.

Изображение солнечного ветра онлайн со спутника SOHO

Инструменты SOHO

Один из основных инструментов спутника — это EIT, расшифровывается как Extreme ultraviolet Imaging Telescope (ультрафиолетовый телескоп).

Он показывает снимки атмосферы нашей звезды сделанные на длине волны 171, 195, 284 и 304 ангстрем. Яркие области на фотографии, сделанные на длине волны 304 имеют температуру от 60 000 до 80 000 градусов по Кельвину. 171 — соответствует температурам 1 млн. градусов, на 195 — яркие области имеют температуру 1,5 млн. градусов, и наконец, 284 — соответствует температуре 2 млн. градусов Кельвина.

Также на SOHO установлен прибор MDI (Michelson Doppler Imager-измеритель доплеровского смещения). Он позволяет снимать на длине волны 6768 ангстрем, на этой длине волны очень хорошо наблюдать Солнечные пятна.

Также прибор MDI делает магнитограммы, показывающие магнитное поле в солнечной фотосфере. Черные и белые области указывают противоположную полярность.

Источник

Ближе к Солнцу: слежка за любимой звездой

К началу космической эры о Солнце было известно немало. Ученые хорошо представляли себе его состав (в основном водород и гелий) и механизм генерации энергии (термоядерные реакции). Были накоплены архивы сведений о солнечных пятнах и вспышках, магнитных полях и радиошумах, температуре внешних слоев (фотосферы, хромосферы и солнечной короны), динамике солнечной и околосолнечной плазмы, истечении коронального газа (солнечном ветре) и его влиянии на земную магнитосферу. Однако многие глубинные связи между этими явлениями были установлены лишь в процессе систематических наблюдений Солнца с помощью аппаратуры, установленной на космических платформах.

Ветреное светило

В 1960-х едва ли не главным направлением космической солнечной астрономии стало изучение солнечного ветра. Этот феномен на качественном уровне был предсказан еще в 1916 году норвежским геофизиком (семикратным Нобелевским номинантом) Кристианом Биркеландом (а три года спустя к такому же заключению пришел оксфордский профессор физики Фредерик Линдеман, впоследствии главный научный советник военного кабинета Черчилля). В 1951 году немецкий астроном Людвиг Бирман разработал динамическую модель солнечной короны, из которой вытекало существование радиального потока заряженных частиц. Семью годами позже американец Юджин Паркер опубликовал более полную теорию этого потока, который именно он и назвал «солнечным ветром». Паркер показал, что солнечная корона служит источником радиальных струй частиц, преимущественно протонов и электронов, которые по мере удаления от Солнца не тормозятся, а ускоряются! Это объясняется тем, что при уменьшении силы тяготения плазма из дозвукового режима движения переходит в сверхзвуковой, подобно тому, как это происходит в сопле Лаваля. Выводы Паркера выглядели настолько парадоксальными, что его рукопись отвергли двое рецензентов, и ее напечатали лишь по решению редактора Astrophysical Journal, знаменитого Чандрасекара.

Существование солнечного ветра было впервые подтверждено экспериментально в 1959—1961 годах при прямом измерении параметров межпланетной плазмы, выполненном советскими автоматическими станциями «Луна-1», «Луна-2» и «Венера-1» (руководил экспериментами главный конструктор радиопередатчика первого спутника Константин Грингауз, в те времена заведовавший отделом космических исследований в Радиотехническом институте АН СССР). Предсказанное Паркером ускорение частиц солнечного ветра было убедительно зарегистрировано плазменным спектрометром американского венерианского зонда Mariner-1, запущенного в августе 1962 года. Позднее новые обширные данные о солнечном ветре были получены бортовой аппаратурой американских спутников серии Explorer и космических зондов Pioneer.

Первые шаги

С 1960 года США начали запускать многочисленные специализированные научные спутники для наблюдения Солнца. Первым из них был 19-килограммовый SOLRAD-1, предназначенный для регистрации солнечной радиации. В общей сложности в околоземное пространство отправили 10 таких аппаратов, все в рамках проектов ВМФ. В марте 1962 года NASA вывело на орбиту 200-килограммовый спутник Orbiting Solar Observatory-1 (OSO-1), за ним последовали более тяжелые аппараты серии (последний, OSO-8, — в 1975-м). Эти обсерватории оснащались УФ- и рентгеновскими телескопами и счетчиками гамма-излучения. Показания приборов позволили выяснить, что солнечные вспышки не только светят в инфракрасном, видимом и ультрафиолетовом диапазонах, но также служат источником заряженных частиц, радиоволн и рентгеновских лучей, а порой даже гамма-излучения.

Источник

Солнце

Солнце — это обычная звезда, возраст ее около 5 миллиардов лет. В центре Солнца температура достигает 14 миллиардов градусов. В солнечном ядре происходит превращение водорода в гелий с выделением огромного количества энергии. На поверхности Солнце имеет пятна, происходят яркие вспышки и можно увидеть взрывы колоссальной силы.

Солнечная атмосфера имеет толщину 500 км. и называется фотосферой. Поверхность Солнца — пузырчатая. Эти пузыри называются Солнечной зернистостью, и разглядеть ее можно только через специальный солнечный телескоп.

Благодаря конвекции в солнечной атмосфере, тепловая энергия из нижних слоев переносится в фотосферу, придавая ей пенистое строение. Солнце вращается не как твердое небесное тело вроде Земли. В отличие от Земли различные части Солнца вращаются с различными скоростями. Быстрее всего крутится экватор, делая один оборот за 25 дней.

При удалении от экватора скорость вращения снижается, и в полярных областях поворот занимает уже 35 дней. Солнце будет еще существовать 5 миллиардов лет, постепенно нагреваясь и увеличиваясь в размерах. Когда весь водород в центральном ядре израсходуется, Солнце будет в 3 раза больше, чем теперь.

В конце концов Солнце остынет, превратившись в белый карлик. У полюсов Солнца ускорение свободного падения 274 м/c2. Химический состав: водород (90%), гелий (10%), остальные элементы менее 0,1%. Солнце удалено от центра нашей галактики на 33000 световых лет. Оно движется вокруг цента галактики со скоростью 250км/с, делая полный оборон за 200000000 лет.

Солнце представляет собой сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. Всюду на одинаковых расстояниях от центра этого шара физические условия одинаковы, но они заметно меняются по мере приближения к центру. Плотность и давление быстро нарастают в глубь, где газ сильнее сжат давлением вышележащих слоев. Следовательно, температура также растет по мере приближения к центру. В зависимости от изменения физических условий Солнце можно разделить на несколько концентрических слоев, постепенно переходящих друг в друга.

В центре Солнца температура составляет 15 млн. градусов, а давление превышает сотни миллиардов атмосфер. Газ сжат здесь до плотности около 1,5•105 кг/м3. Почти вся энергия Солнца генерируется в ядре — центральной области с радиусом примерно 1/3 солнечного.

Через слои, окружающие центральную часть, эта энергия передается наружу. Сначала энергия переносится излучением. Однако каждый фотон затрачивает миллионы лет для того, чтобы пройти зону излучения: свет многократно поглощается веществом и излучается вновь. Считается, что зона излучения простирается примерно на 1/3 радиуса Солнца.

На протяжении последней трети радиуса находится зона конвекции. Причина возникновения перемешивания (конвекции) в наружных слоях Солнца та же, что и в кипящем чайнике: количество энергии, поступающие от нагревателя, гораздо большее того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество вынуждено приходит в движение и начинает само переносить тепло.

Все рассмотренные выше слои Солнца фактически ненаблюдаемы. Об их существовании известно либо из теоретических расчетов, либо на основании косвенных данных.

Над конвективной зоной располагаются непосредственно наблюдаемые слои Солнца, называемые его атмосферой. Они лучше изучены, так как об их свойствах можно судить из наблюдений.

Солнечная атмосфера также состоит из нескольких различных слоев. Самый глубокий и тонкий из них — фотосфера, непосредственно наблюдаемая в видимом непрерывном спектре. Толщина фотосферы всего около 300 км. Чем глубже слои фотосферы, тем они горячее. Во внешних более холодных слоях фотосферы на фоне непрерывного спектра образуются фраунгоферовы линии поглощения.

Во время наибольшего спокойствия земной атмосферы в телескоп можно наблюдать характерную зернистую структуру фотосферы. Чередование маленьких светлых пятнышек — гранул – размером около 1000 км., окруженных темными промежутками, создает впечатление ячеистой структуры – грануляции. Возникновение грануляции связано с происходящей под фотосферой конвекцией. Отдельные гранулы на несколько сотен градусов горячее окружающего их газа, и в течении нескольких минут их распределение по диску Солнца меняется. Спектральные измерения свидетельствуют о движении газа в гранулах, похожих на конвективные: в гранулах газ поднимается, а между ними – опускается.

Распространяясь в верхние слои солнечной атмосферы, волны, возникшие в конвективной зоне и в фотосфере, передают им часть механической энергии конвективных движений и производят нагревание газов последующих слоев атмосферы — хромосферы и короны. В результате верхние слои фотосферы с температурой около 4500K оказываются самыми «холодными» на Солнце. Как вглубь, так и вверх от них температура газов быстро растет.

Расположенный над фотосферой слой, называемый хромосферой, во время полных солнечных затмений в те минуты, когда Луна полностью закрывает фотосферу, виден как розовое кольцо, окружающее темный диск. На краю хромосферы наблюдаются выступающие как бы язычки пламени – хромосферные спикулы, представляющие собою вытянутые столбики из уплотненного газа. Тогда же можно наблюдать и спектр хромосферы, так называемый спектр вспышки. Он состоит из ярких эмиссионных линий водорода, гелия, ионизированного кальция и других элементов, которые внезапно вспыхивают во время полной фазы затмения. Выделяя излучение Солнца в этих линиях, можно получить в них его изображение. Хромосфера отличается от фотосферы значительно более неправильной и неоднородной структурой. Заметно два типа неоднородностей – яркие и темные. По своим размерам они превышают фотосферные гранулы. В целом распределение неоднородностей образует так называемую хромосферную сетку, особенно хорошо заметную в линии ионизированного кальция. Как и грануляция, она является следствием движений газов в подфотосферной конвективной зоне, только происходящие в более крупных масштабах. Температура в хромосфере быстро растет, достигая в верхних ее слоях десятков тысяч градусов.

Источник