Метеословарь — глоссарий метеорологических терминов

A  Б  B  Г  Д  Е  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ш  Э  Я  Глоссарий  

 Солнце и солнечная активность 

Солнце — центральное тело Солнечной системы, представляет собой раскалённый плазменный шар. Масса Солнца — 1,99⋅1030 кг.
Эффективная температура поверхности Солнца определяемая, согласно Стефана-Больцмана закону излучения, по полному излучению Солнца, равна 5770 градусов по шкале Кельвина [K].
Расстояние от Земли до Солнца меняется от 1,471⋅1011 м (январь) до 1.521⋅1011 м (июль), составляя в среднем 1.496⋅1011 м.

Атмосферу Солнца образуют внешние, доступные наблюдениям слои. Почти всё излучение исходит из нижней части его атмосферы, называемой фотосферой. Толщина фотосферы около 300 км. Температура в фотосфере падает по мере перехода к более высоким слоям, среднее её значение порядка 6000 К, на границе фотосферы около 4200 К.
Часто в фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы. Солнечные пятна холоднее фотосферы на 1-2 тыс. градусов (4500 К и ниже), вследствие чего они кажутся тёмными. Факелы – яркие фотосферные образования, видимые в белом свете преимущественно вблизи края диска Солнца. Обычно факелы появляются раньше пятен и существуют некоторое время после их исчезновения.

Выше фотосферы расположен слой атмосферы Солнца, называемый хромосферой. Протяжённость хромосферы неодинакова можно проследить до 14 000 км над фотосферой. Температура переходит через минимум и по мере увеличения высоты над основанием хромосферы становится равной 8-10 тысяч К, а на высоте в несколько тысяч километров достигает 15-20 тысяч К.

Солнечная корона — самая внешняя и наиболее разрежённая часть солнечной атмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных радиусов. Температура в короне превышает 106 К. В активных областях температура выше — до 107 К. В солнечной короне генерируются радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне и рентгеновское излучение. Из короны в межпланетное пространство распространяются потоки частиц, образующие солнечный ветер.

Солнечная активность включает в себя ряд нестационарных явлений на Солнце: солнечные пятна, вспышки, протуберанцы, всплески рентгеновского и ультрафиолетового излучения.
Источником вспышек является перестройка магнитных полей на Солнце. Вспышки сопровождаются выбросом с поверхности Солнца ионизированного газа. Этот процесс сопровождается электромагнитным излучением в широком диапазоне длин волн — от жесткого рентгеновского излучения до радиоволн в километровом диапазоне. Всплески радиоволн вызывают нарушение радиосвязи, приводят к нарушению работы аппаратуры, навигационных устройств.

Вспышка на Солнце по силе равна взрыву миллиарда мегатонных водородных бомб, и порождает выбросы миллиардов тонн плазмы в пространство солнечной системы, а также мощные радиационные шторма.

В настоящее время несколько космических аппаратов, в первую очередь, астрофизических обсерваторий постоянно ведут наблюдение за Солнцем. SOHO (Solar and Heliospheric Observatory, «Солнечная и гелиосферная обсерватория») — является совместным проектом ESA (European Space Agency) и NASA, начиная с 2 декабря 1995 года ведет постоянное наблюдение за солнечной активностью. SOHO находится на орбите в точке Лагранжа L1 между Землёй и Солнцем.

В сентябре-октябре 2009 года два космических аппарата STEREO были выведены в точки Лагранжа L4 и L5. Точки L4 и L5 расположены на орбите Земли, на 60° впереди и позади ее.

Изображение получено телескопами STEREO. Снимки сделаны на длине волны 195 Å Fe XII.
Изображение с «отстающего» спутника Изображение с «опережающего» спутника

Солнечные вспышки делятся на три класса Х — сильные и порождающие мощные и длительные радиационные шторма и радиобури (магнитные бури); М — среднего класса, порождающие короткие радиационные шторма и воздействующие в основном на полярные районы Земли; С — слабые вспышки, оказывающие незначительное влияние на Землю.
Вспышка получает тот или иной класс в зависимости от ее яркости в рентгеновском излучении в диапазоне от 1 до 8 ангстрем. В каждом классе вспышки классифицируются по силе цифрами от 1 до 9 в порядке возрастания силы. Но в классе Х шкала не замкнута сверху.

Изображение получено ультрафиолетовым телескопом EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope), спутник SOHO.
длина волны 171 Å
(Fe IX/X)		 длина волны 195 Å
(Fe XII)		 длина волны 284 Å
(Fe XV)		 длина волны 304 Å
(He II)

Снимок на длине волны 171 Å — характеризует состояние солнечной короны на высоте ~130000 км от (условной) поверхности Солнца. Температура здесь 1.0⋅106 К.
Снимок, полученный на длине волны 195 Å — характеризует состояние более высоких слоёв короны, где температура достигает уже 1.5⋅106 К.
Изображение, полученное на 284 Å — характеризует самые высокие и разряженые, но наиболее горячие слои солнечной короны, здесь температура достигает 2.5⋅106 К. На этом уровне рождается солнечный ветер.
Снимок на длине волны 304 Å — верхняя хромосфера Солнца; высота ~2500 км над поверхностью. Температура здесь 6.0⋅104-8.0⋅104 К.

Дополнительно
Солнечный ветер, представляет собой постоянное истечение плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. Его образование связано с потоком энергии, поступающим в корону из более глубоких слоев Солнца. По существу, солнечный ветер — это непрерывно расширяющаяся солнечная корона.

У орбиты Земли скорость протонов плазмы составляет 300-750 км/с. Вблизи орбиты Земли температура плазмы солнечного ветра определяемая по тепловой составляющей скоростей частиц (по разности скоростей частиц и средней скорости потока), в периоды спокойного Солнца составляет примерно 104 К, в активные периоды достигает до 4⋅105 К.

Солнечный ветер содержит те же частицы, что и солнечная корона, т. е. главным образом протоны и электроны, присутствуют также ядра Водорода и Гелия (от 2 до 20%). В зависимости от состояния солнечной активности поток протонов вблизи орбиты Земли меняется от 5⋅107 до 5⋅108 протонов/см2⋅с.

• Фактические наблюдения и график изменения скорости солнечного ветра за 3 дня.