Космическая погода

Изображение Солнца

Микс 193A 131A 171A 211A 304A Корона Магнитограмма

211 + 193 + 171

Изображение «211 + 193 + 171» состоит из трех изображений, полученных в трех разных диапазонах длин волн с центрами на 211 (красный), 193 (зеленый) и 171 Å (синий). В левом нижнем углу перечислены даты и время, когда эти изображения были получены, а также длина волны. Цвет надписи соответствует цветовой кодировке (красный, зеленый и синий) каждого из трех изображений. Цветовая кодировка позволяет увидеть вклад каждого из трех изображений в состав общего изображения «211 + 193 + 171».

193 A

Описание

Изображение, полученное с инструмента AIA с центром на длине волны 193 Å. Спектр канала 193 Å образуют в основном ионы Fe XII и XXIV, что соответствует температурам 1.6 и 20 МК. Эти температуры соответствуют плазме солнечной короны и горячей плазме во вспышках.

131 A

Описание

Изображение, полученное с инструмента AIA с центром на длине волны 131 Å. Спектр канала 131 Å образуют в основном ионы Fe VIII и XXI, что соответствует температурам ~ 0.4 и 10 МК. Это температуры переходного слоя между хромосферой и короной и горячей плазмы солнечных вспышек.

171 A

Описание

Изображение, полученное с инструмента AIA с центром на длине волны 171 Å. Спектр канала 171 Å образуют в основном ионы Fe IX, что соответствует температуре ~ 0.6 МК. Это температура плазмы спокойных областей солнечной короны и верхнего переходного слоя между хромосферой и короной.

211 A

Описание

Изображение, полученное с инструмента AIA с центром на длине волны 211 Å. Спектр канала 211Å образуют в основном ионы Fe XIV, что соответствует температуре ~ 2 МК. Это температура плазмы активных областей в короне.

304 A

Описание

Изображение, полученное с инструмента AIA с центром на длине волны 304 Å. Спектр канала 304 Å образуют в основном ионы Не II, что соответствует температуре ~ 0.05 МК, наблюдаемой в хромосфере и переходном слое между хромосферой и короной.

Corona

Описание

LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph)- инструмент на космическом аппарате SOHO, поставляющий изображения солнечной короны, на которых свет, идущий непосредственно от Солнца, заблокирован с помощью искусственного затмения, создаваемого самим аппаратом. На таких изображениях хорошо видна структура внешней короны, а также корональные выбросы масс. Потоки солнечного ветра, связанные с корональными выбросами масс, могут вызывать самые сильные геомагнитные возмущения. LASCO C2 обозначают изображения внешней солнечной короны до расстояний в 8.4 миллионов километров от Солнца. LASCO C3- изображения короны до расстояний в 40 миллионов километров.

Magnetogram

Описание

HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) - прибор на борту космической обсерватории SDO, измеряющий колебания и магнитное поле на поверхности Солнца или фотосфере. Инструмент HMI наблюдает за полным диском Солнца на длине волны 6173 Å с разрешением 1 угловая секунда. HMI позволяет получать векторные магнитограммы (карты фотосферного магнитного поля) каждый 45 секунд с точностью 10 Гс и с динамическим диапазоном±4 кГс.

Solar images are courtesy of NASA/SDO and the AIA science teams.

Рентгеновское излучение Солнца

Описание

Поток мягкого рентгеновского излучения Солнца (среднечасовые значения), регистрирующийся на геостационарной орбите на борту КА GOES-15 в двух энергетических диапазонах. Основная цель измерений – регистрация вспышек на Солнце.

Солнечный ветер на орбите ACE

Описание

Скорость и плотность солнечного ветра, компоненты вектора межпланетного магнитного поля, измеряемые приборами на КА АСЕ SWEPAM и EPAM в точке либрации L1. Дает возможность следить за приходом в точку либрации высокоскоростных потоков солнечного ветра и корональных выбросов массы.

Энергичные частицы

Описание

Вариации потоков протонов и электронов в точке либрации по данным КА АСЕ и на геостационарной орбите по данным КА серий GOES и Электро-Л. Основная цель измерений – регистрация солнечных космических лучей. Вариации потоков электронов на геостационарной орбите по данным GOES13 и GOES15 характеризуют вариации релятивистских электронов внешнего радиационного пояса Земли.

Текущее расположение корональных дыр

SDO/AIA 193A; Дата:
Относительная площадь корональных дыр составляет

Описание

Известно, что существует заметная связь между прохождением низкоширотных корональных дыр (КД) по диску Солнца и регистрацией рекуррентных высокоскоростных потоков СВ на околоземной орбите. КД видны как темные области на ультрафиолетовых изображениях Солнца из-за пониженной температуры и плотности плазмы. Границы и параметры КД, наблюдаемые на изображениях, определяются автоматически с помощью алгоритма, основанного на классификации точек изображения по пороговой интенсивности. Относительная величина площади КД вычисляется путем нормирования на размер диска Солнца без учета лимба.

Площадь корональных дыр и Прогноз скорости солнечного ветра

Давление солнечного ветра на орбите Земли и расстояние до подсолнечной точки магнитопаузы

Описание

Форма и положение границы магнитосферы определяются балансом давлений солнечного ветра и геомагнитного поля. Параметры межпланетной среды подвержены значительным изменениям, связанным с активными процессами на Солнце. Это приводит к изменениям размеров магнитосферы, в частности, к флуктуациям расстояния до подсолнечной точки. Находясь под постоянным воздействием солнечного ветра, магнитосфера Земли отображает вариации параметров межпланетной среды.

Условия в магнитосфере

Описание

Kp и Dst характеризуют уровень геомагнитной возмущенности.