Attention à activité solaire en temps réel: photo de la photosphère, champ magnétique, couche de transition, couronne solaire et vent solaire, impact sur la Terre.
Données SOHO
Données SDO/IHM
Données du coronographe LASCO
Données SOHO
L'EIT fournira des images à grande échelle de la couronne et de la région de transition sur le disque solaire jusqu'à 1,5 rayon solaire. Système optique concentré sur les raies d'émission spectrales de Fe IX (171 Å), Fe XII (195 Å), Fe XV (284 Å) et He II (304 Å) pour fournir une analyse de température sensible. Plage : 6 x 104K à 3 x 106K
Image SOHO EIT 171
Image SOHO EIT 195
Image SOHO EIT 284
Image SOHO EIT 304
Le champ de vision du télescope est de 45 x 45 minutes d'arc et 2,6 secondes d'arc, ce qui garantit 5 fois la résolution spatiale. L'EIT va sonder globalement le plasma coronal ainsi que la couche atmosphérique turbulente froide en dessous. Les données serviront de base aux relevés de terrain.
Données SDO/IHM
Solar Oscillation Research (SOI) utilise le Doppler Shift Meter (MDI) pour étudier partie intérieure Soleil à travers la fixation d'événements photosphériques de l'oscillation stellaire. L'analyse des modes affiche les caractéristiques statiques et dynamiques de la zone de convection et du noyau. Si nous comprenons les propriétés, nous pouvons mieux comprendre le champ magnétique solaire et l'activité de surface.
Continuum image SDO/IHM
L'instrument affiche les étoiles sur une caméra CCD 10242 à travers une chaîne de filtres spectraux étroits. Les derniers éléments (une paire d'interféromètres) aident le MDI à créer des filtres avec une bande passante FWHM de 94 mA. Toutes les minutes, 20 trames sont enregistrées à 5 longueurs d'onde dans la raie spectrale Ni I 6768. L'appareil détermine l'intensité et la vitesse du continuum avec une résolution de 4'' sur l'ensemble du disque.
Image Magnétogramme SDO/HMI
Pour assurer une vue constante derrière les modes les plus longs (affichage du structure solaire), calculer soigneusement un ensemble de moyennes spatiales. La moitié de son temps, MDI traite toutes les vitesses et intensités de l'image descendante. La télémétrie à haut débit (HRT) est disponible chaque année pendant 8 heures par jour. Pendant les intervalles de 8 heures, le HRT sera programmé pour d'autres observations, telles que le calcul d'un champ avec plus haute résolution. Des polariseurs sont insérés plusieurs fois par jour pour changer la ligne de visée du champ magnétique. Les opérations MDI seront programmées à l'avance et activées pendant des périodes quotidiennes de 8 heures. Les données entrantes seront traitées immédiatement. Les informations iront au SOI Support Center (Stanford), où 3 téraoctets de données calibrées sont examinées chaque année. Ensuite, les informations seront affichées pour une étude conjointe.
Données du coronographe LASCO
Le LASCO (Large Angle Spectrometric Coronagraph) a été utilisé par SWPC pour analyser le réchauffement solaire et les événements transitoires tels que les éruptions, la couronne et le vent stellaire. Les images obtenues sont d'une grande importance pour le modèle WSA-Enlil, qui est devenu opérationnel en 2011. C'est le principal outil de prédiction de la libération de masse coronale et de l'impact du vent solaire sur notre planète.
Image LASCO C2
Image LASCO C3
LASCO est l'un des 11 instruments du vaisseau spatial SOHO (observatoire solaire et héliosphérique) de la NASA. Il a été lancé en 1995 depuis le Kennedy Space Center. L'instrument est représenté par trois coronographes affichant 1,1-32 rayons solaires. Un rayon couvre 700 000 km. Un coronographe est un télescope qui obstrue la lumière du disque solaire, ce qui permet d'observer le faible rayonnement de la couronne. Les coronographes LASCO font partie de l'ensemble d'instrumentation SOHO lancé en 1995. SWPC a utilisé des images coronographiques pour les prévisions météorologiques. Le modèle WSA-Enlil est désormais en vigueur.
Le disque solaire affecte de manière significative les processus planétaires. Après tout, c'est la principale source de vie. Par conséquent, l'activité solaire attire l'attention sur elle-même, car elle entraîne la transformation de l'état météorologique de la Terre (chutes de pression, sauts de niveau d'eau et de température) et de la santé mentale humaine. Oui, et la surveillance en temps réel des orages magnétiques en ligne est une performance inoubliable.
Avec le développement de la technologie spatiale, vous pouvez regarder l'activité de notre star en ligne
Ici, vous pouvez regarder notre météo spatiale en ligne, qui dépend principalement de l'activité de notre étoile. Les données proviennent directement du satellite SDO et sont mises à jour très fréquemment, afin que vous puissiez toujours connaître l'état exact de l'activité de notre Soleil et de la météo spatiale.
Les données présentées ci-dessous sont obtenues par l'instrument AIA installé sur le vaisseau spatial Solar Dynamics Observatory (SDO) et sont destinées à fournir des images de haute qualité de la couronne. Les images couvrent au moins 1,3 diamètre solaire sur plusieurs longueurs d'onde, avec une résolution d'environ 1 seconde d'arc.
L'objectif principal de l'outil AIA est d'améliorer considérablement notre compréhension de la physique de l'atmosphère solaire qui façonne la météo spatiale. L'instrument AIA produit les données nécessaires à l'étude quantitative des champs magnétiques coronaux et du plasma. Il fournit de nouvelles informations sur les processus observables et développe finalement les outils prédictifs avancés dont nous avons tous besoin.
Vous trouverez ci-dessous des instantanés de l'activité du Sun aujourd'hui en ligne en temps réel
La longueur d'onde est de 193 angströms (couvrant la couronne), ce qui correspond à une température d'environ 1,2 million de degrés.
L'état de la météo spatiale dans système solaire dépend de notre lumière. Flux de plasma ionisé, rayonnement dur et flares, vent solaire, tels sont les principaux paramètres.
La longueur d'onde est de 171 angströms (couvrant la couronne calme), ce qui correspond à une température d'environ 0,6 million de degrés.
La longueur d'onde est de 94 angströms (couronne chaude), ce qui correspond à une température d'environ 6,3 millions de degrés.
La longueur d'onde est de 304 angströms (couvrant la couche de transition et la chromosphère), ce qui correspond à une température d'environ 50 000 degrés.
La longueur d'onde est de 4500 angströms (photosphère), ce qui correspond à une température d'environ 5000 degrés.
La longueur d'onde est de 1600 angströms (couche de transition et photosphère supérieure), ce qui correspond à une température d'environ 5000 degrés.
Carte en ligne de l'activité météo spatiale
Contient les paramètres suivants : un graphique des protons (données du satellite GOES-13), des électrons, ainsi que des données sur le champ magnétique près de la Terre et orages magnétiques(en bas de l'image). Mise à jour toutes les 5 minutes.
Paramètres du vent solaire et du champ magnétique près de la Terre
Le diagramme ci-dessous montre les données du vent solaire et du champ magnétique. Mise à jour toutes les 15-20 minutes. Ils montrent clairement la vitesse du vent solaire et d'autres paramètres dans l'espace proche de la Terre.
L'état de l'activité solaire aujourd'hui
(rouge - extrême, jaune [-50 nT > Dst > -100 nT] - élevé, vert [-20 nT > Dst > -50 nT] - moyen, bleu - faible)
La flèche noire indique la valeur actuelle de l'activité solaire pour aujourd'hui.
Voici une simulation de l'activité solaire en temps réel. Les images sont mises à jour toutes les 30 minutes. Il est possible d'éteindre périodiquement les capteurs et les caméras des satellites en raison de dysfonctionnements techniques. Le projet n'est pas responsable des images.
Image du Soleil en temps réel (en ligne).
Télescope ultraviolet, les points lumineux correspondent à 60-80 mille degrés Kelvin. Satellite SOHO LASCO C3
Image de la couronne du soleil en temps réel (en ligne).
Montre le vent solaire s'étendant à environ 8,5 millions de kilomètres du Soleil.
Image du vent solaire en temps réel (en ligne).
Un champ vide correspond à 32 diamètres solaires. Le diamètre de l'image est d'environ 45 millions de kilomètres du Soleil, soit la moitié du diamètre de Mercure. Vous pouvez voir beaucoup de soleil étoiles brillantes. Satellite SOHO LASCO C2
Éruptions solaires
Il y a cinq catégories sur l'échelle (en puissance croissante) : A, B, C, M et X. En plus de la catégorie, chaque flash se voit attribuer un numéro. Pour les quatre premières catégories, il s'agit d'un nombre de zéro à dix, et pour la catégorie X, il s'agit de zéro et au-dessus.
Indice de perturbation géomagnétique et orages magnétiques
L'indice Kp détermine le degré de perturbation géomagnétique. Plus l'indice Kp est élevé, plus la perturbation est importante. Kp 4 - fortes perturbations.
Comparaison des principaux graphiques par le soleil
Prévisions d'activité solaire pour 27 jours
Fluxgate HAARP (magnétomètre)
"Composante H" (piste noire) nord magnétique positif,"Composant D" (sentier rouge) positif Est,
"Composant Z" (sentier bleu) positif vers le bas
Remarque : L'heure sur les images est l'Atlantique Nord, c'est-à-dire que par rapport à l'heure de Moscou, vous devez soustraire 7 heures (UTC=MST-4)
Sources d'information : http://www.swpc.noaa.gov/
http://www.irf.se/
http://www.tesis.lebedev.ru/
Caractéristiques du Soleil
Distance au Soleil: 149,6 millions de km = 1,496 1011 m = 8,31 minutes-lumière
Rayon du soleil: 695 990 km ou 109 rayons terrestres
masse du soleil: 1.989 1030 kg = 333 000 masses terrestres
Température de surface du soleil: 5770K
La composition chimique du Soleil à la surface: 70% hydrogène (H), 28% hélium (He), 2% autres éléments (C, N, O, ...) en masse
Température au centre du soleil: 15 600 000 K
Composition chimique au centre du soleil: 35% hydrogène (H), 63% hélium (He), 2% autres éléments (C, N, O, ...) en masse
Une région active sur le Soleil (AO) est un ensemble de formations structurelles changeantes dans une certaine zone limitée atmosphère solaire, associé au renforcement du champ magnétique qu'il contient de valeurs de 1020 à plusieurs (45) milliers d'oersteds. DANS lumière visible la formation structurelle la plus visible de la région active est constituée de taches solaires sombres et bien définies, formant souvent des groupes entiers. Habituellement, parmi la multitude de taches plus ou moins petites, deux grandes se détachent, formant un groupe bipolaire de taches avec la polarité opposée du champ magnétique en elles. Les spots individuels et l'ensemble du groupe sont généralement entourés de structures lumineuses ajourées en forme de grille - des torches. Ici champs magnétiques atteindre des valeurs dans les dizaines d'oersteds. En lumière blanche, les facules sont mieux visibles au bord du disque solaire, cependant, dans les raies spectrales fortes (en particulier l'hydrogène, le calcium ionisé et d'autres éléments), ainsi que dans les régions ultraviolettes et rayons X lointaines du spectre, elles sont beaucoup plus brillantes et occupent grande surface. La longueur de la région active atteint plusieurs centaines de milliers de kilomètres et la durée de vie est de plusieurs jours à plusieurs mois. En règle générale, ils peuvent être observés dans presque toutes les gammes du spectre électromagnétique solaire, des rayons X, des rayons ultraviolets et visibles aux ondes infrarouges et radio. Au bord du disque solaire, lorsque la région active est vue de côté, au-dessus de celle-ci, dans la couronne solaire, des proéminences sont souvent observées dans les raies d'émission - d'énormes "nuages" de plasma aux formes bizarres. De temps en temps, des explosions soudaines de plasma se produisent dans la région active éruptions solaires. Ils génèrent de puissants rayonnements ionisants (principalement des rayons X) et des rayonnements pénétrants (énergétiques particules élémentaires, électrons et protons). Les flux de plasma corpusculaire à grande vitesse modifient la structure de la couronne solaire. Lorsque la Terre entre dans un tel flux, sa magnétosphère se déforme et un orage magnétique se produit. Les rayonnements ionisants affectent grandement les conditions de couches supérieures l'atmosphère et crée des perturbations dans l'ionosphère. Influences possibles sur de nombreux autres phénomènes physiques (cm. section RELATIONS SOLAIRE-TERRESTRE).
Pikelner S.B. Soleil. M., Fizmatgiz, 1961
Menzel D. Notre soleil. M., Fizmatgiz, 1963
Vitinsky Yu.I., Ol' A.I., Sazonov B.I. Soleil et atmosphère terrestre. L., Gidrometeoizdat, 1976
Kononovitch E.V. Étoile du jour du soleil. M., Lumières, 1982
Mitton S. étoile du jour. M., Mir, 1984
Kononovich E.V., Moroz V.I. Cours général d'astronomie. M., URSS, 2001
Trouver " ACTIVITÉ SOLAIRE" sur
Sur cette page, vous pouvez très bien suivre notre météo spatiale, qui est principalement déterminée par le Soleil. Les données sont mises à jour très fréquemment - presque chaque toutes les 5-10 minutes , vous pouvez donc toujours aller à cette page, pour connaître l'état exact des choses dans le domaine d'activité de notre Soleil et de la météo spatiale.
- Grâce à cette page et à ses données en ligne, vous pouvez comprendre assez précisément l'état de la météo spatiale et son impact sur la Terre en moment actuel temps. Des graphiques et des cartes sont affichés (en ligne à partir de serveurs en ligne spécialisés qui collectent et traitent les données des satellites) décrivant la météo spatiale (ce qui est pratique pour suivre les anomalies).
Maintenant vous pouvez voir Soleil en ligne en mode animation, afin de mieux observer visuellement tous les changements sur le Soleil, comme par exemple : les éruptions, les objets volant à proximité, etc. :
L'état de la météo spatiale dans notre système dépend principalement de l'état actuel du Soleil. Le rayonnement dur et les éruptions, les flux de plasma ionisé, le vent solaire provenant du Soleil en sont les principaux paramètres. Le rayonnement dur et les éruptions dépendent de ce que l'on appelle les taches solaires. Cartes des taches et de la distribution du rayonnement dans les rayons X vu ci-dessous (c'est une photo du soleil prise aujourd'hui : 18 mars, lundi).
Éjections de transitoires coronaux et flux de vent solaire naissant sont marqués sur la figure, qui est présentée juste en dessous (il s'agit d'une photo de la couronne du Soleil prise aujourd'hui : 18 mars, lundi).
tableau des éruptions solaires. À l'aide de ce graphique, vous pouvez connaître la force des éruptions pour chaque jour qui se produisent sur le Soleil. Classiquement, les flashs sont divisés en trois classes : C, M, X, cela peut être vu sur l'échelle du graphique ci-dessous, la valeur maximale de l'onde de la ligne rouge détermine la force du flash. La fusée éclairante la plus puissante est la classe X.
Carte des températures mondiales
météo mondiale hautes températures peut être vu sur la carte fréquemment mise à jour ci-dessous. Récemment, un changement dans les zones climatiques est clairement visible.
Le soleil est maintenant (lundi 18 mars) dans le spectre ultraviolet(dans l'un des plus pratiques pour visualiser l'état du Soleil et de sa surface).
Image stéréo du Soleil. Comme vous le savez, deux satellites ont été récemment spécialement envoyés dans l'espace, qui sont allés sur une orbite spéciale afin de "voir" le Soleil de deux côtés à la fois (nous ne voyions le Soleil que d'un seul côté) et de transmettre ces images à la Terre. Ci-dessous, vous pouvez voir cette image qui est mise à jour quotidiennement.
[photo du premier satellite] |
[photo du deuxième satellite] |