Солнечная погода онлайн и солнечные вспышки и магнитные бури

На данной страничке представлены фото с различных космических и наземных инструментов по изучению Солнца, его активности и космической погоды. Все снимки сделаны практически онлайн.

Обновляются фото раз в 30 минут, либо с большим периодом. Если фотография отсутствует или не обновляется (см. дату), значит, на космическом аппарате ведутся технические работы. Как только информация с него начнет поступать, фотография автоматически появится.

Смотреть изображение Солнца онлайн, вести свои наблюдения можно благодаря спутникам изучения и мониторинга состояния космического пространства, таким как: SDO, SOHO, Stereo A и B и др.

На всех снимках Солнца онлайн время указанно Всемирное это +4 часа к Московскому.

Мониторинг солнечной активности

Длина волны 211 ангстрем (активные области), что соответствует температуре порядка 2 млн. градусов. Снимок SDO.

Длина волны 131 ангстрем (вспышечные области), что соответствует температуре порядка 0,4, 10 и 16 млн. градусов. Снимок SDO.

Длина волны 335 ангстрем (активные области), что соответствует температуре порядка 2,5 млн. градусов. Снимок SDO.

Длина волны 1700 ангстрем (фотосфера), что соответствует температуре порядка 5000 градусов. Снимок SDO.

Комбинированный снимок на длине волны 304, 211, 171 ангстрем. Снимок SDO.

Сглаженная фотография фотосферы нашей звезды в гелиосейсмический магнитометр HMI аппарата SDO.

Солнце на длине волны H Alpha, снимок CATANIA ASTROPHYSICAL OBSERVATORY

Фотосфера нашей звезды в гелиосейсмический магнитометр HMI аппарата SDO.

Доплерограмма Солнца с аппарата SDO

• Изображения Солнца
• Магнитные бури онлайн
• Вспышки на Солнце
• Прогноз магнитных бурь
• Пятна на Солнце

Дневник

• В ночь на 18 февраля произошла новая экстремально сильная вспышка. Ожидаются последствия на Земле.
• Всплеск активности на Солнце завершён. Дальнейшее поведение Солнца не предсказуемо.
• Крупнейший с 2017 года всплеск активности разворачивается на Солнце

Вспышки на Солнце

График вспышечной активности Солнца

Рентгеновское излучение Солнца вчера и сегодня по данным спутника GOES-16

Вспышки на Солнце сегодня

На Солнце произошли 3 вспышки класса С и выше :

Вспышки на Солнце вчера

На Солнце произошло 10 вспышек класса С и выше :

2 марта 2022

Актуальные знания о космической погоде и солнечной активности

В космическом пространстве происходят явления, которые существенно влияют на окружающую среду нашей планеты и могут создавать серьезную опасность. Подробнее об этих процессах можно узнать в новом онлайн-курсе СПбГУ «Космическая погода: оценка воздействия на окружающую среду».

Его авторы расскажут, как космическая погода влияет на атмосферу и климат Земли, какие изменения наблюдаются прямо сейчас и в чем их риски для всего общества. Слушатели будут изучать актуальные вопросы солнечно-земной физики и смогут применять полученные знания в научно-исследовательской деятельности при оценке различных процессов.

Структура земной атмосферы, радиационная солнечная активность, истощение озонового слоя, магнитосфера и геомагнитные бури — это и многое другое изучается в рамках курса. Так, обучающиеся познакомятся с различными источниками и энергиями частиц, которые высыпаются в атмосферу Земли; узнают о процессах ионизации протонами галактических космических лучей.

Программа включает основные характеристики солнечной активности и темы, которые иллюстрируются актуальными наблюдениями.

Онлайн-курс «Космическая погода: оценка воздействия на окружающую среду» доступен на платформе «Открытое образование», записаться можно прямо сейчас. Присоединяйтесь к изучению погоды в космическом пространстве вместе с СПбГУ!

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.

Солнечная активность сегодня

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-14). Обновление каждые 5 минут.

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.

Обновлено в 07:30

Солнце онлайн

На странице представлены последние фотографии и видео Солнца, а также вспышечная активность нашей звезды, данные о геомагнитных бурях, позиция относительно горизонта, расстояние до Земли и новости.

Экстремальный ультрафиолет (длина волны 193 Ангстрема) подчеркивает внешнюю атмосферу Солнца, называемую короной, а также горячие вспышки плазмы, показанные яркими активными участками. Темными областями видны корональные дыры, являющиеся основным источником частиц солнечного ветра. Credit: NASA/SDO

Канал экстремального ультрафиолета с длиной волны 131 Ангстрем предназначен для изучения солнечных вспышек. Он измеряет чрезвычайно высокие температуры (около 10 миллионов градусов), а также прохладную плазму (около 400 тысяч градусов). Credit: NASA/SDO

Экстремальный ультрафиолет на длине волны 211 Ангстрем выделяет активную область внешней атмосферы Солнца, короны. Наиболее яркими на изображении будут активные области, солнечные вспышки и выбросы корональной массы. Темными областями видны корональные дыры, являющиеся основным источником частиц солнечного ветра. Credit: NASA/SDO

Экстремальный ультрафиолет (длина волны 304 Ангстрема) особенно хорош при отображении областей с нитями и протуберанцами, поднимающимися над видимой поверхностью Солнца. На других каналах съемки многие из этих функций либо не видны, либо выглядят как темные линии. Яркие области показывают места, где плазма имеет самую высокую плотность. Credit: NASA/SDO

Для демонстрации корональных дуг тихой короны Солнца лучше всего подходит экстремальный ультрафиолет с длиной волны 171 Ангстрем. Дуги простираются в областях, где плазма движется вдоль линий магнитного поля. Самые яркие пятна, видимые здесь – это места, где магнитное поле вблизи поверхности исключительно сильное. Credit: NASA/SDO

Текущее расстояние от Земли до Солнца (в километрах)

147 898 667

Магнитные бури

Канал экстремального ультрафиолета с длиной волны 131 Ангстрем. Анимация составлена из снимков Солнца, полученных Обсерваторией солнечной динамики NASA за последние 48 часов. Для воспроизведения нажмите на изображение. Credit: NASA/SDO

Канал экстремального ультрафиолета с длиной волны 171 Ангстрем. Анимация составлена из снимков Солнца, полученных Обсерваторией солнечной динамики NASA за последние 48 часов. Для воспроизведения нажмите на изображение. Credit: NASA/SDO

Канал экстремального ультрафиолета с длиной волны 193 Ангстрема. Анимация составлена из снимков Солнца, полученных Обсерваторией солнечной динамики NASA за последние 48 часов. Для воспроизведения нажмите на изображение. Credit: NASA/SDO

Канал экстремального ультрафиолета с длиной волны 304 Ангстрема. Анимация составлена из снимков Солнца, полученных Обсерваторией солнечной динамики NASA за последние 48 часов. Для воспроизведения нажмите на изображение. Credit: NASA/SDO

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.

Фотография обновляется ежедневно. Иногда возможно отключение камер на спутнике.

Солнце на длине волны 171 ангстрем (ультрафиолетовый диапазон), что соответствует температуре порядка 1 млн. градусов.

Солнце на длине волны 195 ангстрем (ультрафиолетовый диапазон), что соответствует температуре порядка 1,5 млн. градусов.

Солнце на длине волны 284 ангстрем (ультрафиолетовый диапазон), что соответствует температуре порядка 2 млн. градусов.

Солнце на длине волны 304 ангстрем (ультрафиолетовый диапазон), яркие пятна имеют температуру порядка 60-80 тыс. градусов.

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

Солнечный ветер. Фотография охватывает около 8,5 миллионов километров

Изображение охватывает около 45 миллионов километров. Видны множество фоновых звезд

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.

Изображения, показанные здесь получены вблизи 6768 ангстрем спутником «коллегой» SDO. Наиболее характерными особенностями на фотографии являются пятна.

Солнечные вспышки

Солнечная вспышка – взрывной процесс выделения энергии (кинетической, световой и тепловой) в верхних слоях Солнца.

Вспышки охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу, хромосферу и корону. Сразу отметим, что солнечные вспышки и корональные выбросы массы являются различными и независимыми проявлениями солнечной активности.

Солнечные вспышки, как правило, происходят в местах взаимодействия солнечных пятен противоположной магнитной полярности, а точнее вблизи нейтральной линии магнитного поля, разделяющей области северной и южной полярности. Энерговыделение мощной солнечной вспышки может достигать 6×1025 Дж, что составляет 160 миллиардов мегатонн в тротиловом эквиваленте или приблизительный объем мирового потребления электроэнергии за 1 миллион лет.

Анимация, показывающая две солнечные вспышки (X2.2, X9.3), произошедшие 6 сентября 2017 года. Credit: SDO

Вспышки – это самые большие взрывные события Солнечной системы. Они видны яркими областями на Солнце и могут длиться от нескольких минут до нескольких часов. Фотоны от вспышки достигают Земли примерно за 8,5 минут после ее начала; далее в течение нескольких десятков минут доходят мощные потоки заряженных частиц, а облака плазмы достигают нашей планеты только через двое-трое суток.

Интенсивность вспышек на Солнце

Энергию вспышки определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн по произведению площади свечения в линии излучения водорода, характеризующей нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника.

Также используют классификацию, основанную на непрерывных однородных измерениях амплитуды теплового рентгеновского всплеска в диапазоне энергий 0,5—10 кэВ (с длиной волны 0,5—8 ангстрем), проводимых некоторыми искусственными спутниками Земли.

Согласно классификации, которая была предложена в 1970 году Д.Бейкером, солнечной вспышке присваивается балл — обозначение из латинской буквы и индекса за ней. Буквой может быть A, B, C, M или X в зависимости от величины пика интенсивности рентгеновского излучения.

Вспышки на Солнце онлайн

Обозначение
Интенсивность в пике (Вт/м2)

B
от 10-7 до  10-6

C (слабые вспышки)
от 10-6 до  10-5

М (средние вспышки)
от 10-5 до  10-4

Выбор для классификации вспышек рентгеновского диапазона обусловлен более точной фиксацией процесса: если в оптическом диапазоне даже крупнейшие вспышки увеличивают излучение на доли процентов, то в области мягкого рентгеновского излучения (1 нанометр) — на несколько порядков, а жесткое рентгеновское излучение спокойным Солнцем не создается вообще и образуется исключительно во время вспышек.

Обсерватория «Solar Dynamics Observatory» захватила солнечную вспышку (X8.2) 10 сентября 2017 года. На изображении показана комбинация длин волн ультрафиолетового света, выделяющая чрезвычайно горячий материал во вспышках. Credits: NASA/SDO/Goddard

Регистрация рентгеновского излучения Солнца, так как оно полностью поглощается атмосферой Земли, началась с первого запуска космического аппарата «Спутник-2», поэтому данные об интенсивности рентгеновского излучения солнечных вспышек до 1957 года полностью отсутствуют.

Опасны или нет? Влияние солнечных вспышек

Солнечные вспышки имеют прикладное значение при исследовании элементного состава поверхности небесного тела с разреженной атмосферой или при ее отсутствии, выступая в роли возбудителя рентгеновского излучения для рентгенофлуоресцентных спектрометров, установленных на борту космических аппаратов.

Жесткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение вспышек — основной фактор, ответственный за формирование ионосферы, способный также существенно менять свойства верхней атмосферы Земли: плотность ее существенно повышается, что ведет к быстрому снижению высоты орбиты искусственных спутников (до 1 километра в сутки).

Плазменные облака, выбрасываемые во время вспышек, приводят к возникновению геомагнитных бурь, которые определенным образом влияют на технику и самочувствие людей. Раздел биофизики, изучающий влияние изменений активности Солнца и вызываемых ею возмущений земной магнитосферы на организмы, называется гелиобиологией. Также вспышки создают полярное сияние, чаще всего вблизи полюсов.

Геомагнитные бури

Геомагнитная буря – возмущение геомагнитного поля длительностью от нескольких часов до нескольких суток.

Геомагнитные бури являются одним из видов геомагнитной активности. Они вызываются поступлением в окрестности Земли возмущенных потоков солнечного ветра и их взаимодействием с магнитосферой Земли.

Частота появления умеренных и сильных бурь на Земле имеет четкую корреляцию с 11-летним циклом солнечной активности: при средней частоте около 30 бурь в год их число может составлять 1-2 бури в год вблизи солнечного минимума и достигать 50 бурь в год вблизи солнечного максимума.

Классификация магнитных бурь

K-индекс – это отклонение магнитного поля Земли от нормы в течение трехчасового интервала. Индекс был введен Юлиусом Бартельсом в 1938 году и представляет собой значения от 0 до 9 для каждого трехчасового интервала (00:00 – 03:00, 03:00 – 06:00, 06:00 – 09:00 и т. д.) мирового времени.

Kp-индекс – это планетарный индекс. Вычисляется как среднее значение К-индексов, определенных на 13 геомагнитных обсерваториях, расположенных между 44 и 60 градусами северной и южной геомагнитных широт. Его диапазон также от 0 до 9.

G-индекс – пятибалльная шкала силы магнитных бурь, которая была введена Национальным управлением океанических и атмосферных исследований США (NOAA) в ноябре 1999 года. G-индекс характеризует интенсивность геомагнитного шторма по воздействию вариаций магнитного поля Земли на людей, животных, электротехнику, связь, навигацию и т. д. По этой шкале магнитные бури подразделяются на уровни от G1 (слабые бури) до G5 (экстремально сильные бури). G-индекс соответствует Kp минус 4; то есть G1 соответствует Kp=5, G2 соответствует Kp=6 и т.д.

Магнитные бури онлайн. Прогноз магнитных бурь

Как ни странно, ученые полагают, что солнечные бури были ключом к зарождению жизни на Земле. Мощные солнечные взрывы, возможно, имели решающую роль в разогреве Земли. Выбрасываемая энергия превратила простые молекулы в сложные, такие как ДНК и РНК, необходимые для жизни.

Около 4 миллиардов лет назад Земля получала лишь 70% энергии от Солнца, по сравнению с тем, что мы имеем сегодня. Это означает, что наша планета должна была быть ледяным шаром. Вместо этого, геологические свидетельства говорят о том, что она была теплой и имела океаны жидкой воды. Ученые называют это «Парадокс слабого молодого Солнца».

Солнце до сих пор производит вспышки и выбросы масс, но они не являются столь частыми и интенсивными, как ранее. Более того, на сегодняшний день Земля имеет сильное магнитное поле, которое уберегает нас от большей части энергии, достигающей нашей планеты. Но наша молодая планета имела более слабое магнитное поле. Расчеты ученых показывают, что в то время частицы космической погоды путешествовали вниз по линиям магнитного поля, врезаясь в изобилие молекул азота в атмосфере, изменяя химию и создавая условия для жизни.

В тоже время, слишком большое количество энергии может быть губительно для молодых планет. Постоянная цепь звездных извержений и ливней из частиц может содрать атмосферу, если магнитосфера слишком слаба. Понимание этих процессов поможет ученым определить, какие звезды и какие планеты могут быть гостеприимными для жизни.

Ведущий специалист информационного агентства «Метеоновости» Татьяна Позднякова рассказала Москве 24, что пришедшая в четверг, 14 апреля, солнечная погода продержится в столице всего один день.

По прогнозам метеоролога, до середины следующей недели в Москве будет преобладать облачная и не очень теплая погода. Дневная температура воздуха составит не более +10 градусов. Не исключено, что в какие-то из дней она будет даже ниже климатической нормы, добавила синоптик.

«Атмосфера будет неустойчивой, будет развиваться дождевая облачность и с ней мы ждем местами небольшие дожди», – рассказала Позднякова.