по текстам   по форуму  внутри темы

Структура

Внутреннее строение Солнца

Строение Солнца. В центре Солнца находится солнечное ядро. Фотосфера это видимая поверхность Солнца, которая и является основным источником излучения. Солнце окружает солнечная корона, которая имеет очень высокую температуру, однако она крайне разрежена, поэтому видима невооруженным глазом только во время полного солнечного затмения.

Солнечное ядро

Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150175 тыс. км (то есть 2025% от радиуса Солнца), в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром^[32]. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³^[33] (в 150 раз выше плотности воды и в ~6,6 раз выше плотности самого плотного металла на Земле осмия), а температура в центре ядра более 14 млн К. Анализ данных, проведенный миссией SOHO, показал, что в ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности^[32][20]. В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырех протонов образуется гелий-4^[34]. При этом каждую секунду в излучение превращаются 4,26млн тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца 210²⁷ тонн. Мощность, выделяемая различными зонами ядра, зависит от их расстояния до центра Солнца. В самом центре она достигает, согласно теоретическим оценкам, 276,5 Вт/м³^[35]. Таким образом, на объем человека (0,05 м³) приходится выделение тепла 285 Ккал/день (1192 кДж/день), что на порядок меньше удельного тепловыделения живого бодрствующего человека. Удельное же тепловыделение всего объема Солнца еще на два порядка меньше. Благодаря столь скромному удельному энерговыделению запасов топлива (водорода) хватает на несколько миллиардов лет поддержания термоядерной реакции.

Ядро единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии^[36][37].

Зона лучистого переноса

Над ядром, на расстояниях примерно от 0,20,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра, находится зона лучистого переноса. В этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощения фотонов. При этом направление каждого конкретного фотона, излученного слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. Из-за этого промежуток времени, за который многократно переизлученный фотон (изначально возникший в ядре) достигает конвективной зоны, может измеряться миллионами лет. В среднем этот срок составляет для Солнца 170 тыс. лет^[38].

Перепад температур в данной зоне составляет от 2 млн К на поверхности до 7 млн К в глубине^[39]. При этом в данной зоне отсутствуют макроскопические конвекционные движения, что говорит о том, что адиабатический градиент температуры в ней больше, чем градиент лучевого равновесия^[40]. Для сравнения, в красных карликах давление не может препятствовать перемешиванию вещества и зона конвекции начинается сразу от ядра. Плотность вещества в данной зоне колеблется от 0,2 (на поверхности) до 20 (в глубине) плотностей воды^[39].

Конвективная зона Солнца

Ближе к поверхности Солнца температуры и плотности вещества уже недостаточно для полного переноса энергии путем переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно движениями самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса и поднимается наверх, причем оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000км, где она происходит, конвективной зоной. По мере приближения к поверхности температура падает в среднем до 5800 К, а плотность газа до менее 1/1000 плотности земного воздуха^[39].

По современным данным, ее роль в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества. Термики в конвекционной зоне вызывают на поверхности гранулы (которые по сути являются вершинами термиков) и супергрануляцию. Скорость потоков составляет в среднем 12км/с, а максимальные ее значения достигают 6км/с. Время жизни гранулы составляет 1015 минут, что сопоставимо по времени с периодом, за который газ может однократно обойти вокруг гранулы. Следовательно, термики в конвекционной зоне находятся в условиях, резко отличных от условий, способствующих возникновению ячеек Бенара^[41]. Также движения в этой зоне вызывают эффект магнитного динамо и, соответственно, порождают магнитное поле, имеющее сложную структуру^[39].

Атмосфера Солнца

Изображение поверхности и короны Солнца, полученное Солнечным оптическим телескопом (SOT) на борту спутника Hinode. Получено 12 января 2007 года.

Фотосфера

Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Ее толщина соответствует оптической толщине приблизительно в 2/3 единиц^[42]. В абсолютных величинах фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100^[43] до 400 км^[1]. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоев до нее уже не доходит. Температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 К до 4400 К^[1]. Эффективная температура фотосферы в целом составляет 5778 К^[1]. Она может быть рассчитана по закону Стефана Больцмана, согласно которому мощность излучения абсолютно черного тела прямо пропорциональна четвертой степени температуры тела. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, по которой определяются размеры Солнца, расстояние от Солнца ит.д. Так как газ в фотосфере является относительно разреженным, то скорость его вращения много меньше скорости вращения твердых тел^[43]. При этом газ в экваториальной и полярных областях, движется неравномерно на экваторе он делает оборот за 24 дня, на полюсах за 30 дней^[43].

Хромосфера

Хромосфера (от др.-греч. χρομα цвет, σφαίρα шар, сфера) внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу^[44]. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с ее красноватым цветом, вызванным тем, что в видимом спектре хромосферы доминирует красная H-альфа линия излучения водорода из серии Бальмера. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из нее постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 6070 тыс.^[45] Из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил ее с горящими прериями. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К (область температур больше 10 000 К относительно невелика)^[44].

Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом. Ее можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. Кроме уже упомянутой линии H-альфа с длиной волны 656,3 нм, фильтр также может быть настроен на линии Ca II K (393,4 нм) и Ca II H (396,8 нм). Основные хромосферные структуры, которые видны в этих линиях^[46]:

• хромосферная сетка, покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейки супергрануляции размером до 30 тыс. км в поперечнике;
• флоккулы светлые облакоподобные образования, чаще всего приуроченные к районам с сильными магнитными полями активным областям, часто окружают солнечные пятна;
• волокна и волоконца (фибриллы) темные линии различной ширины и протяженности, как и флоккулы, часто встречаются в активных областях.

Корона

Солнечная корона во время солнечного затмения 1999 года.

Снимок Солнца 9 апреля 2013 года. Иллюстрация NASA/SDO.

Корона последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 000 000 до 2 000 000 К, а максимальная, в отдельных участках, от 8 000 000 до 20 000 000 К^[47]. Несмотря на такую высокую температуру, она видна невооруженным глазом только во время полного солнечного затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и ее яркость. Необычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, по-видимому, эффектом магнитного пересоединения^[47][48] и воздействием ударных волн (см. Проблема нагрева короны). Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходят сквозь земную атмосферу, но в последнее время появилась возможность изучать их с помощью космических аппаратов. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 К, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая (открытая) магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном из корональных дыр.

Видимый спектр солнечной короны состоит из трех различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; еще одно название L-компоненты E-корона^[49]. K-компонента непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 910′ от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3′ (угловой диаметр Солнца около 30′) и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектр фотосферы. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20′ F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 910′ принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней. Излучение Солнца с длиной волны менее 20 нм, полностью исходит из короны^[49]. Это означает, что, например, на распространенных снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видна исключительно солнечная корона с ее элементами, а хромосфера и фотосфера не видны. Две корональные дыры, почти всегда существующие у северного и южного полюсов Солнца, а также другие, временно появляющиеся на его видимой поверхности, практически совсем не испускают рентгеновское излучение.

• Аннотации основных статей журнала "Земля и Вселенная" 3, 2013   (В. И. Щивьев/Редакция журнала ЗиВ, 28.06.2013 8:08, 15.4 КБайт, ответов: 8) "Условия возникновения солнечной вспышки". Доктор физико-математических наук А.И. Подгорный (Физический Институт им. П.Н. Лебедева РАН), доктор физико-математических наук И.М. Подгорный (Институт астрономии РАН).
  
          Солнечная вспышка возникает в короне Солнца над активной областью, представляющей собой сосредоточение источников магнитного поля противоположной полярности. Вспышке, длящейся несколько десятков минут, предшествует возрастание магнитного потока активной области в течение нескольких дней. При большой вспышке выделяется энергия, соответствующая взрыву миллионов водородных бомб. Единственным источником энергии в короне может быть магнитное поле. Однако во время вспышки магнитный поток в активной области поверхности Солнца остается постоянным, и распределение магнитного поля в активной области практически не меняется. Выделяемая при вспышке энергия поступает не из активной области, но аккумулируется перед вспышкой в корональной токовой системе. Магнитогидродинамическое численное моделирование показало, что токовой системой, образующейся в предвспышечном состоянии в короне над активной областью, является токовый слой. В его магнитном поле токового слоя накапливается необходимая для вспышки энергия. Для образования в короне токового слоя во время эволюции активной области ее магнитное поле должно иметь сложную структуру.
  
  Эксперимент на микроспутнике "Чибис-М". Доктор физико-математических наук С.И. Климов (ИКИ РАН).
  
          25 января 2012 г. из специального транспортно-пускового контейнера, размещенного в грузовом КК "Прогресс М-13М", на околоземную орбиту выведен академический микроспутник "Чибис-М" (Земля и Вселенная, 2012, 3, с. 7273). Специалисты РКК "Энергия" им. С.П. Королева обеспечили в реальном времени телевизионную трансляцию момента отделения "Чибиса-М" от "Прогресса М-13М". В космическом эксперименте участвовали российские космонавты О.Д. Кононенко и А.Н. Шкаплеров, в это время работавшие на Международной космической станции в составе экипажа основной экспедиции МКС-30/31. В ИКИ РАН подготовили программу эксперимента "Микроспутник", наземный сегмент проекта "Чибис-М" и создали "Чибис-М", спутник изготовили в научно-технической кооперации. В эксперименте "Микроспутник" используется инфраструктура российского сегмента МКС. Сразу после выхода на автономную орбиту микроспутника "Чибис-М" началась отработка алгоритмов управления приборами комплекса научной аппаратуры Гроза и регистрации (триггера) грозового разряда. В ходе годового полета "Чибиса-М" получены первые результаты эксперимента по синхронному измерению радио-, инфракрасного, ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения от высотных атмосферных грозовых разрядов. С помощью магнитно-волнового оборудования, входящего в комплекс "Гроза", реализуется параллельная научная задача мониторинг электромагнитных параметров космической погоды, в частности атмосфериков (излучение, возникающее при грозовых разрядах).
  
  Марс-500: предварительные итоги. Академик, вице-президент РАН А.И. Григорьев, доктор медицинских наук Б.В. Моруков (Институт медико-биологических проблем РАН).
  
          В ноябре 2011 г. в Институте медико-биологических проблем РАН завершился уникальный эксперимент "Марс-500" по моделированию полета на Марс (Земля и Вселенная, 2008, 4; 2010, 5, с. 107). Эксперимент осуществлялся под эгидой Роскосмоса и Российской академии наук с участием предприятий отрасли и иностранных партнеров. В герметично замкнутом пространстве наземного медико-технического комплекса шестеро испытателей-добровольцев из России, Италии, Китая и Франции провели в полной изоляции 520 суток. Получен огромный массив научных данных, нуждающихся в анализе и осмыслении. Этот опыт интересен для подготовки и организации в будущем длительных межпланетных полетов, в том числе на Марс (Земля и Вселенная, 1999, 6). Эксперимент позволил существенно продвинуться в понимании многих аспектов их медико-биологического обеспечения, однако задача настолько сложна, что требует продолжения целенаправленных исследований.
  
  Жозеф Николя Делиль (к 325-летию со дня рождения). Доктор физико-математических наук А.В. Козенко.
  
          Французский астроном, географ, физик, историк науки, основатель Петербургской астрономической школы Жозеф Николя Делиль (Joseph-Nicolas De L'Isle) родился 4 апреля 1688 г. в Париже. Отец, Клод Делиль, сын врача, был адвокатом Парижского парламента суда в Париже. Но он все больше времени посвящал репетиторству по истории и географии в аристократических семьях. Среди его учеников был будущий регент при Людовике XV Филипп Орлеанский, который покровительствовал членам семьи своего учителя. Мать Жозефа, Николь Шарлот Милле де ла Кройер, дочь адвоката, принадлежавшего к дворянскому сословию. В семье Делилей было пятеро детей четыре сына и дочь. Все сыновья стали учеными: Гийом географом, Клод Симон историком, Жозеф Николя и Луи астрономами.
  
  Почему расширяется Вселенная? (к 90-летию Э.Б. Глинера). Доктор физико-математических наук А.Д. Чернин (ГАИШ МГУ).
  
          В 1965 г. Эраст Борисович Глинер, выпускник Ленинградского университета, незадолго до того принятый в теоретический отдел Физико-технического института им. А.Ф. Иоффе АН СССР (Физтех), опубликовал статью Алгебраические свойства тензора энергии-импульса и вакуумоподобное состояние вещества в одном из лучших физических журналов страны Журнале экспериментальной и теоретической физики. В ней была дана физическая интерпретация космологической постоянной Эйнштейна и выдвинута гипотеза о физической природе Большого взрыва. По Глинеру, вначале во Вселенной был вакуум, описываемый космологической постоянной. Из первичного вакуума рождалось вещество, оно расширялось под действием антигравитации вакуума. Так возникло наблюдаемое космологическое расширение.
  
  Памяти Вячеслава Алексеевича Маркина. 9 декабря 2012 г. на 80-м году жизни скончался известный ученый-гляциолог и географ, внесший большой вклад в развитие гляциоклиматологии, действительный член Русского географического общества, популяризатор науки кандидат географических наук Вячеслав Алексеевич Маркин.
  
          В.А. Маркин родился 13 ноября 1933 г. в Москве. Окончив в 1956 г. географический факультет МГУ, он 16 лет работал в Институте географии АН СССР, затем на географическом и биологическом факультетах МГУ.
  
          В конце 1950-х гг. начались комплексные широкомасштабные исследования по программам Международного геофизического года. За плечами В.А. Маркина экспедиционные работы на полярных и высокогорных ледниках, в том числе арктическая зимовка в 1957 - 1959 гг. (26 месяцев) на Земле Франца-Иосифа самом северном архипелаге Северного Ледовитого океана. Как и другие молодые географы, он с энтузиазмом и отвагой приступил к познанию ранее почти неизвестных законов образования и существования оледенения Земли. Вячеслав Алексеевич, очень скромный, спокойный и доброжелательный человек, никогда не отказывался от авральных мероприятий. В.А. Маркин получил огромный опыт работы в тяжелейших условиях жизни на покровных ледниках Арктики. Ему достались метеорологические, актинометрические и другие наблюдения за арктической погодой. Вячеслав Алексеевич проводил их тщательно, точно по времени выходя к приборам в полярный день и полярную ночь, порою в пургу, метель и сильнейшие морозы. Немедленная обработка и анализ данных наблюдений привели к выявлению ключевых направлений исследования климата на ледниках.
  
  Физика космоса, структура и динамика планет и звездных систем. Н.И. Перов (Культурно-просветительский центр им. В.В. Терешковой), Л.В. Смирнова (Ярославский государственный педагогический университет им. К.Д. Ушинского, Ярославль).
  
          Всероссийская конференция с таким названием проходила с 14 по 17 ноября 2012 г. в Ижевске в Удмуртском государственном университете. Ее организации способствовали Главная астрономическая обсерватория РАН (Пулково), секция Астросовета "Строение и динамика Галактики", Астрономическое общество, кафедра астрономии и механики Удмуртского государственного университета. В Конференции приняли участие астрономы из Москвы (ГАИШ МГУ, ИНАСАН), Санкт-Петербурга (ГАО РАН, СПбГУ), Ижевска (УдГУ), Ростова-на-Дону (ЮФУ), Екатеринбурга (УрФУ), Казани (КНИТУ-КАИ), Ярославля (ЯГПУ, Центр им. В.В. Терешковой). Были рассмотрены основные проблемы современной астрономии астрометрии, небесной механики и астрофизики. Состоялись пленарные заседания и круглые столы.
  
          Конференция была посвящена памяти известного ученого, классика динамики звездных систем, главного научного сотрудника ГАО РАН доктора физико-математических наук Вадима Анатольевича Антонова (1933-2010).
  
  Планы освоения Луны в трудах пионеров космонавтики (до середины 1930-х гг.). Т.Н. Желнина (Государственный музей истории космонавтики им. К.Э. Циолковского, Калуга).
  
          Данное исследование проведено впервые: до настоящего времени в литературе отсутствовала сводная аналитическая информация по этой теме. Мысли об изучении, освоении и использовании Луны содержатся в трудах многих пионеров космонавтики.
  
  История первой женской группы космонавтов. Кандидат технических наук В.Л. Пономарева (Институт истории естествознания и техники им. С.И. Вавилова РАН).
  
                  В марте 2012 г. исполнилось 50 лет со времени образования первой женской группы космонавтов. В июне 2013 г. наша страна отметила полувековой юбилей первого в мире полета женщины-космонавта Валентины Владимировны Терешковой.
  
  Астрономическая олимпиада 2012. Кандидат физико-математических наук О.С. Угольников (Институт космических исследований РАН, Центральная предметно-методическая комиссия по астрономии Всероссийской олимпиады школьников).
  
          Как и в предыдущие годы, начало весны 2012 г. стало ответственным временем для одаренных молодых ребят нашей страны, прошедших на заключительный этап Всероссийской олимпиады школьников по астрономии (Земля и Вселенная, 2008, 2; 2012, 1). Среди дисциплин (21), по которым в настоящее время проводится Олимпиада, есть и астрономия. И хотя астрономия отсутствует как отдельный предмет в большинстве школ нашей страны, она остается объектом увлечения многих талантливых детей. Система Всероссийской олимпиады позволяет им не только соревноваться друг с другом и выявлять сильнейших, но и встречаться, знакомиться и общаться с единомышленниками, что крайне важно для предмета, мало представленного в школьной программе.
  
  Небесный календарь: июль-август 2013 г.. В.И. Щивьев (г. Железнодорожный, Московская обл.).
  
          Читайте в журнале Земля и Вселенная 4, 2013 г.:
  
  Родкин М.В., Шатахцян А.Р. Месторождения порождение круговорота вещества в тектоносфере
  Лукин В.П. Адаптивная оптика для астрономических наблюдений
  Угольников О.С. Температурный и оптический режим атмосферы Земли
  Рутковский В.Ю. Борис Николаевич Петров (к 100-летию со дня рождения)
  Кисляков А.Г., Кротиков В.Д. Всеволод Сергеевич Троицкий (к 100-летию со дня рождения)
  Романюк И.И., Шолухова О.Н. Наблюдаемые проявления эволюции звезд
  Баландин Р.К. Биосфера как глобальный организм (к 150-летию со дня рождения В.И.
  Вернадского)
  Соломонов Ю.В., Париченко О.Ю. Астрономические праздники в парке Сокольники
  Давыдовский Е.В., Сулимова О.А. Опыт тестирования любительской астрономической оптики
  Щивьев В.И. Небесный календарь: сентябрь-октябрь 2013 г.
  
• Re: Аннотации основных статей журнала "Земля и Вселенная" 3, 2013   (А. И. Неживых, 27.07.2013 18:57, 548 Байт)

  К статье "Условия возникновения солнечной вспышки".

  Токовой системой, образующейся в предвспышечном состоянии в короне над активной областью, является токовый слой.

  Кто-нибудь ответит на вопрос, что является причиной возникновения тока? Следует полагать, что причиной тока является разность потенциалов. Если это так, то как возникает эта разность потенциалов?!

• Re: Аннотации основных статей журнала "Земля и Вселенная" 3, 2013   (А.П. Васи, 28.07.2013 9:46, 10.5 КБайт) Если кто-то придумал для своего варианта
  вспышек токовый слой, и забыл о релятивистском
  устройстве солнца - то его релятивисты
  могут наказать критикой, но я думаю что у них
  уже не будет финансов для такой критики.
  
  ------------------------------------------------
  

  Солнечная вспышка

  Материал из Википедии свободной энциклопедии
  Перейти к:навигация, поиск
  

  

  Солнечная вспышка, фотография спутника Hinode. Наблюдается как две узких, ярких структуры около южной части солнечного пятна.

  Со́лнечная вспы́шка взрывной процесс выделения энергии (световой, тепловой и кинетической) в атмосфере Солнца. Вспышки так или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу, хромосферу и корону Солнца. Необходимо отметить, что солнечные вспышки и корональные выбросы массы являются различными и независимыми явлениями солнечной активности.

  Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать миллиардов мегатонн в тротиловом эквиваленте. Энергию вспышки традиционно определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн по произведению площади свечения в линии излучения водорода Н_α, характеризующей нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника.

  В последние годы часто используют также классификацию, основанную на патрульных однородных измерениях на серии ИСЗ, главным образом GOES^[1], амплитуды теплового рентгеновского всплеска в диапазоне энергий 0,5-10 кэВ (с длиной волны 0,58 ангстрем). Классификация была предложена в 1970 году Д.Бейкером и первоначально основывалась на измерениях спутников Solrad^[2]. По этой классификации 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 достигнутого вспышкой пика интенсивности рентгеновского излучения^[3]:

  

  

  Вспышка класса M6 (по другим данным M5.5) 8 сентября 2011 года, которая предшествовала вспышке класса Х2.2.

  Буква	Интенсивность в пике (Вт/м2)
  A	меньше 10−7
  B	от 1,0×10−7 до 10−6
  C	от 1,0×10−6 до 10−5
  M	от 1,0×10−5 до 10−4
  X	больше 10−4

  Индекс уточняет значение интенсивности вспышки и может быть от 1,0 до 9,9 для букв A, B, C, M и более для буквы X. Так, например, вспышка 12 февраля 2010 года балла M8.3 соответствует пиковой интенсивности 8,3×10⁻⁵ Вт/м². Самой мощной (по состоянию на 2010 год) зарегистрированной с 1976 года^[4] вспышке, произошедшей 4 ноября 2003 года, был присвоен балл X28^[5], таким образом, интенсивность ее рентгеновского излучения в пике составляла 28×10⁻⁴ Вт/м². Следует заметить, что регистрация рентгеновского излучения Солнца, так как оно полностью поглощается атмосферой Земли, стала возможной начиная с первого запуска космического аппарата Спутник-2 с соответствующей аппаратурой^[6], поэтому данные об интенсивности рентгеновского излучения солнечных вспышек до 1957 года полностью отсутствуют.

  Измерения в разных диапазонах длин волн отражают разные процессы во вспышках. Поэтому корреляция между двумя индексами вспышечной активности существует только в статистическом смысле, так для отдельных событий один индекс может быть высоким, а второй низким и наоборот.

  Солнечные вспышки, как правило, происходят в местах взаимодействия солнечных пятен противоположной магнитной полярности или, более точно, вблизи нейтральной линии магнитного поля, разделяющей области северной и южной полярности. Частота и мощность солнечных вспышек зависят от фазы 11-летнего солнечного цикла.

  Солнечные вспышки имеют прикладное значение, например, 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.

  
  
• Re: Аннотации основных статей журнала "Земля и Вселенная" 3, 2013   (А.П. Васи, 28.07.2013 9:57, 10.4 КБайт) А надо естественно знать и физику Солнца - ну
  что-бы адекватно звездеть про вспышки и не задавать
  смешных вопросов.
  -----------------------------------------
  

  Солнечная вспышка

  Материал из Википедии свободной энциклопедии
  Перейти к:навигация, поиск
  

  

  Солнечная вспышка, фотография спутника Hinode. Наблюдается как две узких, ярких структуры около южной части солнечного пятна.

  Со́лнечная вспы́шка взрывной процесс выделения энергии (световой, тепловой и кинетической) в атмосфере Солнца. Вспышки так или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу, хромосферу и корону Солнца. Необходимо отметить, что солнечные вспышки и корональные выбросы массы являются различными и независимыми явлениями солнечной активности.

  Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать миллиардов мегатонн в тротиловом эквиваленте. Энергию вспышки традиционно определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн по произведению площади свечения в линии излучения водорода Н_α, характеризующей нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника.

  В последние годы часто используют также классификацию, основанную на патрульных однородных измерениях на серии ИСЗ, главным образом GOES^[1], амплитуды теплового рентгеновского всплеска в диапазоне энергий 0,5-10 кэВ (с длиной волны 0,58 ангстрем). Классификация была предложена в 1970 году Д.Бейкером и первоначально основывалась на измерениях спутников Solrad^[2]. По этой классификации 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 достигнутого вспышкой пика интенсивности рентгеновского излучения^[3]:

  

  

  Вспышка класса M6 (по другим данным M5.5) 8 сентября 2011 года, которая предшествовала вспышке класса Х2.2.

  Буква	Интенсивность в пике (Вт/м2)
  A	меньше 10−7
  B	от 1,0×10−7 до 10−6
  C	от 1,0×10−6 до 10−5
  M	от 1,0×10−5 до 10−4
  X	больше 10−4

  Индекс уточняет значение интенсивности вспышки и может быть от 1,0 до 9,9 для букв A, B, C, M и более для буквы X. Так, например, вспышка 12 февраля 2010 года балла M8.3 соответствует пиковой интенсивности 8,3×10⁻⁵ Вт/м². Самой мощной (по состоянию на 2010 год) зарегистрированной с 1976 года^[4] вспышке, произошедшей 4 ноября 2003 года, был присвоен балл X28^[5], таким образом, интенсивность ее рентгеновского излучения в пике составляла 28×10⁻⁴ Вт/м². Следует заметить, что регистрация рентгеновского излучения Солнца, так как оно полностью поглощается атмосферой Земли, стала возможной начиная с первого запуска космического аппарата Спутник-2 с соответствующей аппаратурой^[6], поэтому данные об интенсивности рентгеновского излучения солнечных вспышек до 1957 года полностью отсутствуют.

  Измерения в разных диапазонах длин волн отражают разные процессы во вспышках. Поэтому корреляция между двумя индексами вспышечной активности существует только в статистическом смысле, так для отдельных событий один индекс может быть высоким, а второй низким и наоборот.

  Солнечные вспышки, как правило, происходят в местах взаимодействия солнечных пятен противоположной магнитной полярности или, более точно, вблизи нейтральной линии магнитного поля, разделяющей области северной и южной полярности. Частота и мощность солнечных вспышек зависят от фазы 11-летнего солнечного цикла.

  Солнечные вспышки имеют прикладное значение, например, 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.

  
  
• Re: Аннотации основных статей журнала "Земля и Вселенная" 3, 2013   (А.П. Васи, 28.07.2013 10:01, 26.5 КБайт)

  Солнце

  Материал из Википедии свободной энциклопедии
   
  Перейти к:навигация, поиск
  У этого термина существуют и другие значения, см. Солнце (значения).
  Солнце

  Основные характеристики
  Среднее расстояние от Земли	149,6106 км[1] (8,31 световых минут) 1 а. е.
  Видимая звездная величина (V)	−26,74m[1]
  Абсолютная звездная величина	4,83m[1]
  Спектральный класс	G2V
  Параметры орбиты
  Расстояние от центра Галактики	~2,51020 м (26000св.лет)
  Расстояние от плоскости Галактики	~4,61017 м (48св.лет)
  Галактический период обращения	2,252,50108 лет
  Скорость	~2,2105 м/с[2] (на орбите вокруг центра Галактики) 19,4 км/с[1] (относительно соседних звезд)
  Физические характеристики
  Средний диаметр	1,392109 м (109 диаметров Земли)[1]
  Экваториальный радиус	6,9551108 м[3]
  Длина окружности экватора	4,37001109 м[3]
  Полярное сжатие	910−6
  Площадь поверхности	6,078771018 м² (11 917,607 площадей Земли)[3]
  Объем	1,409271027 м³ (1 301 018,805 объемов Земли)[3]
  Масса	1,98911030 кг (332 982 масс Земли)[1]
  Средняя плотность	1409 кг/м³[3]
  Ускорение свободного падения на экваторе	274,0 м/с²[1][3] (27,96 g[3])
  Вторая космическая скорость (для поверхности)	617,7 км/с (55,2 земных)[3]
  Эффективная температура поверхности	5778 К[1]
  Температура короны	~1 500 000 К
  Температура ядра	~13 500 000 К
  Светимость	3,8461026 Вт[1] (~3,751028 Лм)
  Яркость	2,009107 Вт/м²/ср
  Характеристики вращения
  Наклон оси	7,25[1][3] (относительно плоскости эклиптики) 67,23 (относительно плоскости Галактики)
  Прямое восхождение северного полюса	286,13[4] (19 ч 4 мин 30 с)
  Склонение северного полюса	+63,87[4]
  Сидерический период вращения внешних видимых слоев (на широте 16)	25,38 дней[1] (25 дней 9 ч 7 мин 13 с)[4]
  (на экваторе)	25,05 дней[1]
  (у полюсов)	34,3 дней[1]
  Скорость вращения внешних видимых слоев (на экваторе)	7284 км/ч
  Состав фотосферы[5][6]
  Водород	73,46%
  Гелий	24,85%
  Кислород	0,77%
  Углерод	0,29%
  Железо	0,16%
  Неон	0,12%
  Азот	0,09%
  Кремний	0,07%
  Магний	0,05%
  Сера	0,04%

  Со́лнце (астр. ☉) единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеориты, кометы и космическая пыль. Масса Солнца составляет 99,866% от суммарной массы всей Солнечной системы^[7]. Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле^[8] (свет необходим для начальных стадий фотосинтеза), определяет климат. Солнце состоит из водорода (~73% от массы и ~92% от объема), гелия (~25% от массы и ~7% от объема^[9]) и других элементов с меньшей концентрацией: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома^[10]. На 1млн атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 атом кислорода, 398 атомов углерода, 123 атома неона, 100 атомов азота, 47 атомов железа, 38 атомов магния, 35 атомов кремния, 16 атомов серы, 4 атома аргона, 3 атома алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, а также совсем немного всех прочих элементов. Средняя плотность Солнца составляет 1,4г/см³. По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V (желтый карлик). Температура поверхности Солнца достигает 6000 К. Поэтому Солнце светит почти белым светом, но прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый желтый оттенок из-за более сильного рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли (при ясном небе, вместе с голубым рассеянным светом от неба, солнечный свет вновь дает белое освещение).

  Солнечный спектр содержит линии ионизированных и нейтральных металлов, а также ионизированного водорода. В нашей галактике Млечный Путь насчитывается свыше 100 миллиардов звезд^[11]. При этом 85% звезд нашей галактики это звезды, менее яркие, чем Солнце (в большинстве своем красные карлики). Как и все звезды главной последовательности, Солнце вырабатывает энергию путем термоядерного синтеза. В случае Солнца подавляющая часть энергии вырабатывается при синтезе гелия из водорода.

  Удаленность Солнца от Земли, 149 миллионов 600 тысяч километров, приблизительно равна астрономической единице, а видимый угловой диаметр при наблюдении с Земли, как и у Луны, чуть больше полградуса (3132 минуты). Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и вращается вокруг него, делая один оборот более чем за 200 миллионов лет^[12]. Орбитальная скорость Солнца равна 217км/с таким образом, оно проходит один световой год за 1400 земных лет, а одну астрономическую единицу за 8 земных суток^[13]. В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае рукава Ориона нашей Галактики, между рукавом Персея и рукавом Стрельца, в так называемом Местном межзвездном облаке области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в имеющем меньшую плотность Местном пузыре зоне рассеянного высокотемпературного межзвездного газа. Из звезд, принадлежащих 50 самым близким звездным системам в пределах 17 световых лет, известным в настоящее время, Солнце является четвертой по яркости звездой (его абсолютная звездная величина +4,83^m).

• >> Re: Аннотации основных статей журнала "Земля и Вселенная" 3, 2013   (А.П. Васи, 28.07.2013 10:01, 26.9 КБайт)

  Структура

  Внутреннее строение Солнца

  

  

  Строение Солнца. В центре Солнца находится солнечное ядро. Фотосфера это видимая поверхность Солнца, которая и является основным источником излучения. Солнце окружает солнечная корона, которая имеет очень высокую температуру, однако она крайне разрежена, поэтому видима невооруженным глазом только во время полного солнечного затмения.

  Солнечное ядро

  Основная статья: Солнечное ядро

  Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150175 тыс. км (то есть 2025% от радиуса Солнца), в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром^[32]. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³^[33] (в 150 раз выше плотности воды и в ~6,6 раз выше плотности самого плотного металла на Земле осмия), а температура в центре ядра более 14 млн К. Анализ данных, проведенный миссией SOHO, показал, что в ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности^[32][20]. В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырех протонов образуется гелий-4^[34]. При этом каждую секунду в излучение превращаются 4,26млн тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца 210²⁷ тонн. Мощность, выделяемая различными зонами ядра, зависит от их расстояния до центра Солнца. В самом центре она достигает, согласно теоретическим оценкам, 276,5 Вт/м³^[35]. Таким образом, на объем человека (0,05 м³) приходится выделение тепла 285 Ккал/день (1192 кДж/день), что на порядок меньше удельного тепловыделения живого бодрствующего человека. Удельное же тепловыделение всего объема Солнца еще на два порядка меньше. Благодаря столь скромному удельному энерговыделению запасов топлива (водорода) хватает на несколько миллиардов лет поддержания термоядерной реакции.

  Ядро единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии^[36][37].

  Зона лучистого переноса

  Основная статья: Зона лучистого переноса

  Над ядром, на расстояниях примерно от 0,20,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра, находится зона лучистого переноса. В этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощения фотонов. При этом направление каждого конкретного фотона, излученного слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. Из-за этого промежуток времени, за который многократно переизлученный фотон (изначально возникший в ядре) достигает конвективной зоны, может измеряться миллионами лет. В среднем этот срок составляет для Солнца 170 тыс. лет^[38].

  Перепад температур в данной зоне составляет от 2 млн К на поверхности до 7 млн К в глубине^[39]. При этом в данной зоне отсутствуют макроскопические конвекционные движения, что говорит о том, что адиабатический градиент температуры в ней больше, чем градиент лучевого равновесия^[40]. Для сравнения, в красных карликах давление не может препятствовать перемешиванию вещества и зона конвекции начинается сразу от ядра. Плотность вещества в данной зоне колеблется от 0,2 (на поверхности) до 20 (в глубине) плотностей воды^[39].

  Конвективная зона Солнца

  Основная статья: Конвективная зона

  Ближе к поверхности Солнца температуры и плотности вещества уже недостаточно для полного переноса энергии путем переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно движениями самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса и поднимается наверх, причем оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000км, где она происходит, конвективной зоной. По мере приближения к поверхности температура падает в среднем до 5800 К, а плотность газа до менее 1/1000 плотности земного воздуха^[39].

  По современным данным, ее роль в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества. Термики в конвекционной зоне вызывают на поверхности гранулы (которые по сути являются вершинами термиков) и супергрануляцию. Скорость потоков составляет в среднем 12км/с, а максимальные ее значения достигают 6км/с. Время жизни гранулы составляет 1015 минут, что сопоставимо по времени с периодом, за который газ может однократно обойти вокруг гранулы. Следовательно, термики в конвекционной зоне находятся в условиях, резко отличных от условий, способствующих возникновению ячеек Бенара^[41]. Также движения в этой зоне вызывают эффект магнитного динамо и, соответственно, порождают магнитное поле, имеющее сложную структуру^[39].

  Атмосфера Солнца

  

  

  Изображение поверхности и короны Солнца, полученное Солнечным оптическим телескопом (SOT) на борту спутника Hinode. Получено 12 января 2007 года.

  Фотосфера

  Основная статья: Фотосфера

  Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Ее толщина соответствует оптической толщине приблизительно в 2/3 единиц^[42]. В абсолютных величинах фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100^[43] до 400 км^[1]. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоев до нее уже не доходит. Температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 К до 4400 К^[1]. Эффективная температура фотосферы в целом составляет 5778 К^[1]. Она может быть рассчитана по закону Стефана Больцмана, согласно которому мощность излучения абсолютно черного тела прямо пропорциональна четвертой степени температуры тела. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, по которой определяются размеры Солнца, расстояние от Солнца ит.д. Так как газ в фотосфере является относительно разреженным, то скорость его вращения много меньше скорости вращения твердых тел^[43]. При этом газ в экваториальной и полярных областях, движется неравномерно на экваторе он делает оборот за 24 дня, на полюсах за 30 дней^[43].

  Хромосфера

  Основная статья: Хромосфера

  Хромосфера (от др.-греч. χρομα цвет, σφαίρα шар, сфера) внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу^[44]. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с ее красноватым цветом, вызванным тем, что в видимом спектре хромосферы доминирует красная H-альфа линия излучения водорода из серии Бальмера. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из нее постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 6070 тыс.^[45] Из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил ее с горящими прериями. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К (область температур больше 10 000 К относительно невелика)^[44].

  Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом. Ее можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. Кроме уже упомянутой линии H-альфа с длиной волны 656,3 нм, фильтр также может быть настроен на линии Ca II K (393,4 нм) и Ca II H (396,8 нм). Основные хромосферные структуры, которые видны в этих линиях^[46]:

  • хромосферная сетка, покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейки супергрануляции размером до 30 тыс. км в поперечнике;
  • флоккулы светлые облакоподобные образования, чаще всего приуроченные к районам с сильными магнитными полями активным областям, часто окружают солнечные пятна;
  • волокна и волоконца (фибриллы) темные линии различной ширины и протяженности, как и флоккулы, часто встречаются в активных областях.

  Корона

  Основная статья: Солнечная корона
  

  

  Солнечная корона во время солнечного затмения 1999 года.
  

  

  Снимок Солнца 9 апреля 2013 года. Иллюстрация NASA/SDO.

  Корона последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 000 000 до 2 000 000 К, а максимальная, в отдельных участках, от 8 000 000 до 20 000 000 К^[47]. Несмотря на такую высокую температуру, она видна невооруженным глазом только во время полного солнечного затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и ее яркость. Необычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, по-видимому, эффектом магнитного пересоединения^[47][48] и воздействием ударных волн (см. Проблема нагрева короны). Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходят сквозь земную атмосферу, но в последнее время появилась возможность изучать их с помощью космических аппаратов. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 К, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая (открытая) магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном из корональных дыр.

  Видимый спектр солнечной короны состоит из трех различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; еще одно название L-компоненты E-корона^[49]. K-компонента непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 910′ от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3′ (угловой диаметр Солнца около 30′) и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектр фотосферы. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20′ F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 910′ принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней. Излучение Солнца с длиной волны менее 20 нм, полностью исходит из короны^[49]. Это означает, что, например, на распространенных снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видна исключительно солнечная корона с ее элементами, а хромосфера и фотосфера не видны. Две корональные дыры, почти всегда существующие у северного и южного полюсов Солнца, а также другие, временно появляющиеся на его видимой поверхности, практически совсем не испускают рентгеновское излучение.

• Re: Аннотации основных статей журнала "Земля и Вселенная" 3, 2013   (А.П. Васи, 28.07.2013 10:11, 524 Байт) Лично с моей альтернативной точки зрения,
  которую релятивисты на других форумах, забанят
  сразу, - то скажу что энергия и мощность выброса
  - до лампочки, с моей точки зрения намного более
  важно с точки космологии - объем газа
  при выбросе который поднял эту бульбашку, так-же
  интересен состав или отсутствие состава какого либо
  газа в этой бульбашке.
  
  То что инопланетяне роняют атомные станции на
  солнце и происходит вспышка - более адекватное
  предположение чем у авторов.
  
• Re: Аннотации основных статей журнала "Земля и Вселенная" 3, 2013   (А.П. Васи, 28.07.2013 10:17, 5.8 КБайт) Вот тоже про вспышки.
  --------------------------------
  
  

  Видео на память огненная пляска на Солнце, запечатленная SDO...

  

  02 05/13		Просмотров: 1794 Автор: NASA || Оригинальная версия
  Следуйте за нами в группах
  		За три года, прошедшие с момента, когда были переданы первые снимки Солнца весной 2010 года, Обсерватория солнечной динамики (SDO), НАСА, собрала свидетельства практически непрерывного роста солнечной активности, которая приближается к своему максимуму, пику солнечной активности, наблюдаемому в регулярно повторяющихся 11-летних циклах солнечной активности. Этот видеоматериал отображает плоды трехлетнего периода наблюдений SDO за процессами, происходящими на Солнце, с выборкой два изображения в день...

  На фото: Данное комбинированное изображение составлено из 25 отдельных снимков, которые охватывают период с 16 апреля 2012 года по 15 апреля 2013 года. Снимки выполнены SDO AIA на длине волны 171 А, и на них обнаруживаются зоны на Солнце, где наличие активных областей является типичным для данного периода цикла солнечной активности.
  
  Устройство визуализации атмосферы (Atmospheric Imaging Assembly или AIA), входящее в состав космической обсерватории SDO, делает один мгновенный снимок Солнца каждые 12 секунд на 10 различных длинах волн. Представленные здесь изображения основаны на материале, отснятом на длине волны 171 ангстрем (А), которая находится в крайней коротковолновой области ультрафиолетовой части спектра и на которой удобно наблюдать солнечное вещество при температуре примерно 600000 градусов Кельвина (около 1.08 миллиона градусов по Фаренгейту). На этой длине волны легко видеть солнечное вращение с периодом 25 дней, а также как происходит нарастание солнечной активности в течение этих трех лет наблюдений.
  
  В ходе просмотра видео можно заметить, что видимые размеры Солнца едва заметно увеличиваются и уменьшаются. Это объясняется тем, что расстояние между Солнцем и космическим аппаратом с установленной на нем Обсерваторией солнечной динамики (SDO) меняется со временем. Тем не менее, изображения остаются в высшей степени хорошо согласующимися и стабильными, несмотря на то, что SDO обращается вокруг Земли со скоростью 6 876 миль в час, а Земля обращается вокруг Солнца со скоростью 67 062 мили в час.
  
  
• Re: Аннотации основных статей журнала "Земля и Вселенная" 3, 2013   (А.П. Васи, 28.07.2013 10:19, 3.4 КБайт)

  Видео на память огненная пляска на Солнце, запечатленная SDO...

  
  

  02 05/13		Рубрика: Статьи NASA на русском Автор: NASA	Просмотров: 1794 Оригинальная версия
  		За три года, прошедшие с момента, когда были переданы первые снимки Солнца весной 2010 года, Обсерватория солнечной динамики (SDO), НАСА, собрала свидетельства практически непрерывного роста солнечной активности, которая приближается к своему максимуму, пику солнечной активности, наблюдаемому в регулярно повторяющихся 11-летних циклах солнечной активности. Этот видеоматериал отображает плоды трехлетнего периода наблюдений SDO за процессами, происходящими на Солнце, с выборкой два изображения в день... Подробнее