ОКО ПЛАНЕТЫ > Наблюдение за Солнцем

Наблюдение за Солнцем


СОХО

http://sohowww.nascom.nasa.gov/

СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА. ИНТЕРАКТИВНЫЕ ДАННЫЕ.
 
EIT 171 EIT 195 EIT 284 EIT 304
 
MDI Continuum MDI Magnetogram LASCO C2 LASCO C3
 
 
*Для просмотра изображения большого размера нажмите на картинки 

LASCO C2 - показывает внутренние пределы солнечной короны до 8.4 миллионов километров от Солнца.
LASCO C3 - имеет большее поле обзора: он охватывает поле зрения в 32 диаметра Солнца. Для сравнения - это половина радиуса орбиты Меркурия

LASCO (Большой Угловой Спектрометрический Коронограф) способен давать изображения солнечной короны, блокируя свет солнечного диска так называемой "искусственной луной", создавая эффект солнечного затмения в пределах прибора. Положение солнечного диска обозначено на изображениях белым кругом.

Чем корона обширнее и дальше простирается от Солнца, тем выше общая активность внутрисолнечных ядерных реакций.

Солнечные пятна

Изображения группы EIT (спектральный ультрафиолетовый телескоп) отображают солнечную атмосферу в различных спектрах, и позволяют оценить температуру солнечной поверхности в разных участках.

Эти изображения в реальном масштабе времени предназначены для непосредственного фиксирования событий, происходящих на Солнце, но не для научного анализа. Их можно использовать в качестве оценки сравнения максимума и минимума солнечной активности по шкале на рисунке справа.

Использование изображений, полученных спутником SOHO(данные он-лайн) , поощряется для общих усилий образования и исследований и не требует никаких официальных разрешений.





Hinode


*Флуктуации магнитного поля Солнца будет изучать в непрерывном режиме и запущенный японцами в сентябре 2006 года аппарат Hinode. Размещенные на Hinode ультрафиолетовый телескоп, а также и телескоп, работающий в видимом диапазоне, будут осуществлять непрерывное сканирование локальных участков поверхности Солнца. Информация, получаемая с этих телескопов, будет непрерывно сопоставляться с образом Солнца как целого, но уже в рентгеновском диапазоне.
Hinode Latest Images



--------------------------------------


STEREO Behind STEREO Ahead



Страница обновлений данных:
Latest SECCHI beacon images






Геомагнитные бури Справка


Солнечная корона - это высокоионизованная, горячая и сильно разреженная плазма, в которую переходят верхние слои солнечной хромосферы (слой солнечной атмосферы, простирающийся над фотосферой примерно на 10000 км). Она простирается на десятки солнечных радиусов, постепенно переходя в солнечный ветер.

Вещество солнечной короны состоит из свободных электронов при ионизации атомов водорода, гелия и остальных химических элементов, лишенных от одного до двух десятков внешних своих электронов. В среднем в каждом см3 вещества солнечной короны находится около ста миллионов заряженных частиц, что в сотни миллиардов раз меньше, числа молекул в таком же объеме воздуха на уровне моря.

Наибольшее выделение энергии происходит в нижней части короны, но благодаря высокой теплопроводности корона почти изотермична и температура понижается наружу очень медленно. Отток энергии в короне происходит несколькими путями. В нижней части короны основную роль играет перенос энергии вниз благодаря теплопроводности. К потере энергии приводит уход из короны наиболее быстрых частиц. Во внешних частях короны большую часть энергии уносит солнечный ветер - поток коронального газа, скорость которого растет с удалением от Солнца от нескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек на расстоянии Земли.

Температура в короне превышает миллиона Кельвинов. В активных областях температура выше на порядок. Над активными областями могут образовываться т. н. корональные конденсации, в которых концентрация частиц возрастает в десятки раз. Часть излучения внутренней короны - это линии излучения многократно ионизованных атомов железа, кальция, магния, углерода, кислорода, серы и др. химических элементов. Они наблюдаются и в видимой части спектра, и в ультрафиолетовой области. В солнечной короне генерируются радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне и рентгеновское излучение, усиливающиеся во много раз в активных областях.

Из солнечной короны в межпланетное пространство распространяются потоки частиц, образующие солнечный ветер. Между хромосферой и короной имеется сравнительно тонкий переходный слой, в котором происходит резкий рост температуры до значений, характерных для короны. Условия в нем определяются потоком энергии из короны в результате теплопроводности. Переходный слой является источником большей части ультрафиолетового излучения Солнца. Хромосфера, переходный слой и корона дают все наблюдаемое нам радиоизлучение Солнца. В активных областях структура хромосферы, короны и переходного слоя изменяется. Степень этого изменение еще не достаточно изучена


=================================================





СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА И АКТИВНОСТЬ.

Основной индекс солнечной активности

Директор обсерватории в Цюрихе Р. Вольф подробно изучил ранние данные наблюдений пятен на Солнце и организовал дальнейшую систематическую их регистрацию. Он ввел для характеристики пятнообразовательной деятельности Солнца специальный индекс W, пропорциональный сумме f + 10g , где f – количество всех отдельных пятен, замеченных на диске Солнца, а g – число образованных ими групп :\ W=k(f + 10g).
Впоследствии этот индекс стали называть относительными числами Вольфа. Коэффициент k учитывает качество наблюдений и позволяет различные наблюдения свести в общую систему.
Общепринята цюрихская система, организованная самим Вольфом. Оказалось, что чередование максимумов и минимумов ряда чисел Вольфа происходит не строго периодично, а циклично через интервалы времени колеблющиеся от восьми до пятнадцати лет.



-------------------------------------
Солнечные пятна - это тёмные образования, наблюдаемые в фотосфере Солнца. В поперечнике они достигают до 200 000 км. Температура солнечных пятен ниже температуры фотосферы на 1-2 тыс. градусов (4500 К и ниже), вследствие чего они в 2-5 раз темнее фотосферы и кажутся на фоне яркого диска Солнца пятнами (яркость ядра пятна составляет 0,2-0,5 яркости фотосферы, яркость полутени около 80% фотосферной).
Иногда пятно окружено светлой каймой. Совсем маленькие пятна называются порами. Время жизни пятен - от нескольких часов до нескольких месяцев (что можно пронаблюдать по анимационным изменениям с течением времени справа). В спектре пятен наблюдается ещё больше линий и полос поглощения, чем в спектре фотосферы и он напоминает спектр звезды спектрального класса КО. Из-за эффекта Доплера смещения линий в спектре пятен указывают на движение вещества в них (вытекание на более низких уровнях и втекание на более высоких). Скорости движения этих потоков достигают 3?103 м/сек (эффект Эвершеда).

Каждое пятно обладает своим собственным сильным магнитным полем, достигающим для крупных пятен напряжённости 5000 э. Часто пятна образуют группы, которые по своему магнитному полю могут быть униполярными, биполярными и мультиполярными, т. е. содержащими много пятен различной полярности, часто объединённых общей полутенью. Группы пятен всегда окружены факелами и флоккулами, а также протуберанцами. Вблизи групп иногда происходят солнечные вспышки, и в солнечной короне над ними наблюдаются образования активных областей Солнца (в виде лучей шлемов, опахал).

Чаще всего наблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из двух крупных пятен — головного и последующего, имеющих противоположную магнитную полярность, и несколько более мелких. Головные пятна имеют одну и ту же полярность в течение всего цикла солнечной активности, эти полярности противоположны в северной и южной полусферах Солнца. Пятна представляют собой углубления в фотосфере, а плотность вещества в них меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне, из-за чего через них происходит интенсивный выброс солнечной плазмы в окружающее пространство.

Среднегодовое число наблюдаемых пятен и активных областей, а также средняя площадь, занимаемая ими, меняется с периодичностью около 11 лет. 11-летний цикл является средним показателем на фоне меняющихся отдельных циклов солнечной активности - от 7,5 до 16 лет. В максимуме активности наибольшее число пятен, одновременно видимых на поверхности Солнца, меняется для различных циклов более чем в два раза.

Основное расположение пятен встречается в так называемых "королевских зонах", простирающихся от 5 до 30° гелиографической широты по обе стороны солнечного экватора. В начале цикла солнечной активности широта места расположения пятен выше, чем в конце цикла, а на более высоких широтах обычно появляются пятна нового цикла

Сильные понижения (от 100 до нескольких сот нТ) H-компонента геомагнитного поля, происходящие иногда в средних и низких широтах Земли, получили название геомагнитных или магнитных бурь . Типичное возмущение во время магнитной бури в Гонолулу (геомагнитная широта 21° с.ш.) приведено на рисунке.


Магнитные бури имеют следующие характерные черты:
начальную фазу,
главную фазу и
фазу восстановления.
Буря начинается с резкого увеличения H-компонента на всех широтах. В течение нескольких часов величина поля превышает его значения перед внезапным началом, до наступления внезапного уменьшения поля. Временной интервал между внезапным началом бури и моментом уменьшения поля называется начальной фазой (IP) .
Уменьшение поля очень отчетливо наблюдается в средних и низких широтах. Однако на экваториальных станциях накладываются большие возмущения в районе электроструи. Уменьшение поля может продолжаться несколько часов, а иногда и дней и называется главной фазой (МР).
Затем начинается медленное восстановление, и Н-компонент возвращается к уровню, который был перед бурей или во многих случаях к уровню немного ниже исходного. Эта фаза бури, называемая фазой восстановления (RP), может длиться от нескольких часов до нескольких дней.

Заметим, что бури хорошо выделяются в средних широтах, но в зоне полярных сияний вариации, связанные с бурей, имеют совершенно другой характер из-за наличия авроральной электроструи. Вариации поля в еще более высоких широтах, чем зона полярных сияний (в полярной шапке), также существенно отличаются, так как межпланетное поле может пересоединяться с геомагнитным полем и таким образом непосредственно влиять на магнитные вариации.
Следует заметить, что уменьшение поля иногда может наблюдаться и без внезапного начала бури, а также протекать в различных иррегулярных формах. Однако в последние годы термин "магнитная буря" употребляется в том случае, если имеются все характерные фазы: внезапное начало, начальная фаза, главная фаза, фаза восстановления.
Геомагнитные бури также связаны с ионосферными возмущениями, которые, как известно, вызывают нарушения радиосвязи и телевидения.

Магнитосферная буря - cовокупность процессов, происходящих в магнитосфере Земли во время магнитной бури. Во время М.Б. происходит сильное поджатие границы магнитосферы с дневной стороны, другие значительные деформации структуры магнитосферы, формируется кольцевой ток энергичных частиц во внутренней магнитосфере.
Магнитосферные бури связаны с корональными выбросами масс и солнечными вспышками, и вызываются поступлением высокоскоростной солнечной плазмы (генерируемой ) и связанной с ней ударной волны в окрестность Земли. Некоторые геомагнитные бури имеют 27-дневную повторяемость из-за возвращения активных солнечных областей после оборота Солнца. М.Б. имеют ярко выраженныю 11-летнюю зависимость и в годы минимума солнечной активности практически отсутствуют.
Исследование М.Б. составляет значительный раздел солнечно-земной физики.

Шторм-тайм вариация
Усредненная по нескольким стациям вариация магнитного поля получила название шторм-тайм вариации (storm-time variation) или Dst. Отмеченые выше по индивидуальным магнитограммам фазы бури - начальная, главная и восстановления - в шторм-тайм вариации выделяются еще более отчетливо.
Поле Dst складывается из нескольких источников: поля токов текущих вдоль поверхности магнитосферы Земли DCF( ими определяется положительная вариация начальной фазы), поле кольцевого тока DR и поля токов, текущих в ионосфере, наиболее значимые в полярных районах DP. Таким образом, ток магнитной бури имеет три составляющие:


Dst = DCF + DR + DP


Каждый из этих источников может в свою очередь разделена на насколько составляющих.
Индекс Dst, часовой или суточный представляет собой максимальное отклонение от спокойного уровня на контрольной цепочке магнитных станций. Это один из наиболее популярных индексов при исследовании эффектов космической погоды.
Dst-индекс может быть получен из Мирового центра данных C2, расположенного в г. Киото, Япония ( World Data Center for Geomagnetism, Kyoto) по адресу:

http://swdcwww.kugi.kyoto-u.ac.jp/index.html.
Начальная фаза (геомагнитной бури)
Во время геомагнитных возмущений интервал между внезапным началом бури и началом уменьшения Н-компонента поля в главной фазе определяется как начальная фаза (IP) (геомагнитной бури). Продолжительность начальной фазы является важным параметром с теоретической точки зрения, так как внезапное начало бури означает приход ударной волны из межпланетного пространства к Земле, а в течение начальной фазы Земля погружается в плазму и магнитное попе за фронтом ударной волны. Статистические исследования показывают, что начальная фаза может продолжаться от 30 мин до нескольких часов.
Обычно напряженность геомагнитного поля на низких широтах больше, чем перед внезапным началом бури, а на высокоширотных станциях наблюдаются увеличенные и очень иррегулярные флуктуации поля. Магнитосфера подвергается воздействию больших флуктуаций плазмы и поля солнечного ветра с характерным временем от нескольких секунд до нескольких часов. Физические свойства плазмы, окружающей Землю после прохождения ударной волны, изучены еще недостаточно полно.


Внезапные импульсы (геомагнитные)
Н-компонент геомагнитного поля в низких широтах обнаруживает внезапные вариации с интенсивностью в несколько нТ. При этих внезапных возмущениях могут наблюдаться почти одновременно на всей планете как рост, так и уменьшение поля. Они получили название внезапных импульсов (SI+- возрастание поля, Sl-- уменьшение поля).
Различие между положительным внезапным импульсом (SI+) и внезапным началом бури состоит в том, что за внезапным импульсом не следует геомагнитная буря. Отрицательный внезапный импульс (SI-) обычно менее резкий, чем положительный (SI+)
В литературе положительный внезапный импульс и внезапное начало бури иногда классифицируются просто как внезапный импульс (SI). Эти внезапные изменения длятся в течение часа или около того, затем напряженность поля возвращается к нормальному уровню. В высоких и низких широтах подобные возмущения появляются одновременно.
Детальное изучение внезапных импульсов показывает, что по суточной вариации амплитуд (подобной Sq) и одновременности появления они похожи на внезапное начало бури. Некоторые положительные внезапные импульсы называются межпланетными ударными волнами солнечного происхождения, а отрицательные связаны главным образом с межпланетными магнитогидродинамическими разрывами.
В магнитосфере во время внезапных импульсов происходит сжатие или разрежение с амплитудой, имеющей в магнитосфере такую же суточную вариацию, как и на поверхности Земли. Было найдено, что вариации внезапных импульсов распространяются в хвост магнитосферы со скоростью от 700 до 1000 км/с. Так как импульсы появляются не в период интенсивных вариаций поля во время бури, они предоставляют уникальную возможность для изучения распространения нелинейных возмущении в плазме низкой плотности (которая не может быть создана в лаборатории). Они могут оказывать существенное влияние на время жизни радиации, захваченной в магнитосфере, ионосферу и высыпания чястиц в зонах полярных сияний.


NISHIDA A. CAHILL L.J. J. Geophys. Res., 69, 2243, 1964.
NISHIDA A., JACOBS J.A. J. Geophys. Res.,67, 525, 1962.
PATEL V.L. J. Geophys. Res., 73, 3407, 1968.
PATEL V.L. Planet. Space Sci., 20, 1127, 1972.
PATEL V.L., COLEMAN P.J. J. Geophys. Res., 75, 7255, 1970.
PATEL V.L., CAHILL L.J. Planet Space Sci., 22, 1117, 1974.
АНЦИЛЕВИЧ М.Г. Геомагнетизм и аэрономия, 7, 334, 1967.
AKASOFU S.I., CHAPMAN S. Solai-Terrestrial Physics, Oxford University Press, 1972, Ch.8. Имеется перевод: Акасофу С.И., Чепмен С. Солнечно-земная физика. - М.: Мир, 1975.1
PATEL V.L., WISKERCHEN M.J. J. Geomagn. Geoelect., 27, 363, 1975.
SUGIURA M.,HEPPNER J.P. In Introduction to Space Science, eds. W.N. Ness, G.D. Mead, Gordon-Breach Science Publ., 1968, Ch. 1.






Правила составление долгосрочного прогноза погоды на 60 дней и комфортности погоды по солнечной активности


Нам приятны комфортные погодные условия, когда, например, в чудесный зимний день, когда "мороз и солнце", человек, одетый по погоде, чувствует себя не менее комфортно, чем летом. Весной, при тихой солнечной, относительно теплой (от 10 до 17 градусов) погоде, человек, глядя на распускающиеся листочки, приходит в прекрасное расположение духа, ему становится комфортно. То же самое происходит и осенью. В солнечный и теплый по осенним меркам день, человеку, не обремененному плохими мыслями, приятно наблюдать за угасанием природы. Необходимыми условиями для того, чтобы человек чувствовал себя хорошо и комфортно в любое время года, являются: солнце, состояние почвы, слабый ветер, влажность воздуха и одежда по погоде.
Любое изменение этих условий влечет за собой уменьшение комфортности погоды.
В сознании человека связь процессов на Солнце с климатом и погодой является неопровержимым и доказанным фактом.
Действительно, солнечная активность в значительной мере влияет на нашу планету. Вспышки и потоки солнечного вещества, излучаемые в космос относительно Земли, приводят к сезонным и погодным изменениям, возникновению магнитных бурь, сопровождающихся нарушениями радиосвязи, отказами навигационного и электронного оборудования, улучшению или ухудшению самочувствия людей, благоприятному климату или климатическим аномалиям.
Между тем метеорологи и климатологи, не относящиеся к гелиогеофизикам, предпочитают по этим вопросам не выступать. Порой доказательные утверждения, вообще свойственные науке, подменяются утверждениями правдоподобными (в большей или меньшей степени).
Похоже, что непрерывный рост числа гипотез не приближает проблему к решению: некоторая связь между солнечными и земными процессами, очевидно, существует – но достоверно установить их причины и механизмы пока не удалось.

Феноменологические данные:
Ниже представлены температурная кривая изменения средней суточной температуры (розовая) для 35 городов Северного полушария, усредненная кривая изменения продолжительности светлой части суток (голубая) для тех же городов и солнечные вспышки (в) с индексом влияния.

ГРАФИК, см. точные табличные данные Архив вспышек на солнце, прогнозов погоды и температуры.

Из графика видно, что температурная кривая с всплесками (понижением) температуры и кривая продолжительности светлой части суток с влиянием солнечной вспышки совпадают. Отклонение одной от другой кривой составляет всего 2-3%.
На основе этих данных можно составить долгосрочный прогноз погоды на 60 дней, точность которого не ниже 80%.

Описание гипотезы. Различают слабую, среднюю, мощную, медленную и быструю солнечную вспышку, а так же корональное излучение, которые приводят к кратковременному потеплению или похолоданию через 57-62 суток, не более чем на несколько градусов.
Правила построения долгосрочного прогноза погоды.
Для построения прогноза погоды для полушария, региона или населенного пункта выполняют следующие операции:
1) Фиксация солнечной вспышки по видеоданным обсерваторий СОНО и характеристикам GOES .
2) Вычисление индекса влияния вспышки по изменению температуры на экваторе по данным метеостанций, сравнивая среднюю температуру до, во время и после вспышки.
3) Обработка видеоизображения мощной (средней) вспышки на динамику движения солнечного ветра и присвоение собственного имени для представления внешнего космического фактора, которое влияет на околоземное пространство и планету.
4) Учет изменения продолжительности светлой части суток.
5) Накладывание влияния вспышки на изменение продолжительности светлой части дня.
6) Средняя (слабая) вспышка изменяет температуру на 3 суток, мощная на 4-5 суток.
7) Смещение полученных данных на 59 суток.
8) Сравнение количества вспышек и их влияния за неделю, месяц настоящего периода с количеством вспышек и их суммарного индекса влияния прошедшего периода годичной давности для прогноза холоднее или теплее неделя, месяц по сравнению с прошлогодним.
9) Обработка данных и построение графика или табличных данных.
10) В итоге имеем алгоритм поведения погоды на 60-т дней.
11) Для населенного пункта используют алгоритм поведения погоды, текущую температурную кривую и кривую за текущий год на прогнозируемые 60-т дней.
12) Составляют прогноз погоды общий, для региона или для населенного пункта.
Точность составленного долгосрочного прогноза погоды на 60-т дней для региона не ниже 80%, для населенного пункта не ниже 60%.
Правило определения комфортности погоды. Под комфортностью погоды понимается положительное или отрицательное самочувствие человека при данных погодных условиях, обобщающее температуру, влажность, атмосферное давление, скорость ветра и их изменения для данной местности, состояние почвы; связана с природными стихиями; численное значение которой определяется из разницы реальной реакции климата для данной местности на вспышку солнечной активности и её положительного (отрицательного) индекса влияния.
Для определения численного значения комфортности пользуются данными метеостанций:
1) Для населенного пункта вычисление среднего значения температуры за промежуток влияния вспышки (это 3 или 5 суток в зависимости от вспышки).
2) Вычитание полученного значение от среднего значения температуры за предыдущие сутки.
3) Учет индекса влияния вспышки по изменению температуры на экваторе по данным метеостанций, сравнивая среднюю температуру до, во время и после вспышки: отрицательное или положительное.
4) Умножение (±1) и вычтенного значения.
5) Полученное числовое значение – это числовое значение комфортности погоды для населенного пункта на несколько суток (неделю) или до ближайшего влияния следующей вспышки.
6) Определение среднего значения комфортности погоды для региона или полушария из среднего значения комфортности погоды для населенных пунктов региона или равномерно выбранных по полушарию.
7) Составление изолиний комфортности погоды для региона или полушария, которые позволяют просмотреть движение благоприятных и неблагоприятных условий погоды до следующего промежутка влияния вспышки.
Очевидно, что метеорологические условия, при которых показатель комфортности будет ниже 0, являются дискомфортными. Благоприятные условия наступают, когда показатель становится выше 0 и они остаются такими до высоких значений.
Ниже представлены показатели отрицательной комфортности Кп за декабрь 2007 года для ряда городов из 35 выше указанных и наблюдавшееся при этом аномальные климатические явления или происшествие.
10-17 декабря 2007 года
Тура, Россия Кп = -8,9 Снег и усиление ветра до 18-22 м/с
Киев, Украина Кп = -3,4 Скользкие улицы: иномарки целуются. Снег.
Магадан, Россия Кп = -3,4 Штормовое предупреждение на Дальнем Востоке.
19-24 декабря 2007 года
Бейкер-Лейк, Канада Кп = -5,3 В понедельник из-за погодных условий по меньшей мере 20 тысяч человек остались без света, занятия в школах были отменены
Рим, Италия Кп = -3,5 Небывало сильные морозы пришли в Южную Европу.
Минск, Беларусь Кп = -6,1 Дождь, снег, на дорогах гололедица, штормовые предупреждения, температура на 2-8 градуса выше климатической нормы, в ДТП сгорело 4 человека, 5 пострадало.
Киев, Украина Кп = -4,8 На проспекте Победы в районе станции метро «Нивки» столкнулось около 50 автомобилей. Из-за гололедицы часть машин перевернулась.
Москва, Россия Кп = -4,7 В столице ночью усиление ветра, сообщили в Гидрометеобюро Москвы и Московской области.
По данным синоптиков, порывы ветра с вечера вторника до трех утра среды могут достигать до 15 м/с.
Тура, Россия Кп = -9,7 В Ямало-Ненецком, Ханты-Манскийском и Ненецком округах, Республике Коми трещат 40-ка градусные морозы. Такая температура на 17-20 градусов ниже обычного.
Анадырь, Россия Кп = -11,6 Штормовое предупреждение. Высота волн достигала 8-10 метров.
26-30 декабря 2007 года
Канзас-Сити, США Кп = -6,0 Число жертв непогоды в центральных районах США достигло 22 человек. Мощный циклон принес с собой обильные снегопады, которые сопровождались порывистым ветром.
Минск, Беларусь Кп = -4,8 Данных нет.
Киев, Украина Кп = -4,2 Данных нет.
Новосибирск, Россия Кп = -9,6 Из-за сильного ветра и метели на всех автотрассах Новосибирской области сотрудники ГИБДД в понедельник вечером остановили движение автобусов в связи с угрозой дорожных аварий.
Владивосток, Россия Кп = -4,4 Данных нет.
Кустанай, Казахстан Кп = -4,2 Данных нет.
Бишкек, Кыргызстан Кп = -8,6 С 26 на 27 декабря в городе Бишкек ночью был зафиксирован сильный мороз - от 19 до 24 градусов ниже нуля.
Магадан, Россия Кп = -5,7 Штормовое предупреждение.
Для остальных городов аномальных климатических явлений не наблюдалось. Подробнее Архив комфортности погоды и происшествий по городам мира.
Это означает, что сильный ветер и осадки ухудшают показатель комфортности, крайний случай может наблюдаться при урагане. Также сильный мороз или сильная жара при сильном ветре приводят к отрицательной комфортности. Другая крайность - это длительная зона физиологической комфортности с температурой воздуха 18-23 градуса, влажности 50-70%, слабом ветре при солнечной погоде, она практически всегда принимается нулевой. Все остальные погодные условия, имеют различный показатель комфортности.
Т.о., эмпирическим путем создается эталон, с помощью которого можно определить показатель комфортности погоды.

Практичность: Необходимость долгосрочных погодных прогнозов и комфортности погоды важна для определения начала весенних с/х работы и расходов энергетических ресурсов на осенне-весенний отопительный период; для личного мнения, насколько холодный или теплый будет период на удаленный промежуток времени; для предупреждения природных катаклизмов и больных людей. Кроме этого, введение численного значения комфортности погоды вместо разных климатических параметров: температура, влажность, атмосферное давление, скорость ветра и их изменения для данной местности, состояние почвы, циклон, антициклон и прочее, позволяет человеку в целостности и единственности представить ожидаемые его погодные условия.
Опасения ученых так же вызывают солнечные вспышки, подобные случившейся 28 октября 2003 - самой мощной за всю историю наблюдений за светилом. Тогда взрыв наблюдался на самом краю диска светила: Солнце само заслонило Землю от потоков своей радиации. Подобный взрывной процесс в центральной области диска способен привести к трудно предсказуемым по масштабам, но заведомо серьезным последствиям для Земли, земной биосферы и космических систем. Данная методика позволяет предупредить масштабные климатические изменения.
Кроме того, мы беремся утверждать, что отрицательная комфортность погоды влияет на самые интимные и глубокие жизненные функции: на нервную систему, на центры дыхания и кровообращения вызывая в них явления спазма, перевозбуждения, парабиоза при условии ослабленной функциональной деятельности нервных центров. За спастическим перевозбуждением или парабиотическим состоянием следует смерть.
Для здорового человека влияния отрицательных погодных условий - ничто, или почти ничто. Но представьте себе человека старого, дряхлого, с атеросклерозом или истощенного болезнью, тяжелой хронической болезнью или, наоборот, с острой инфекцией, представьте себе человека в момент кризиса инфекционной болезни с температурой 40,5°С, с тахикардией, с еле заметным пульсом, с ослабленной сердечной мышцей, с отравленной токсинами кровью, и будет ясно, что малейший толчок извне может погубить его. Так оно и случается. Гибнут не сильные, молодые или здоровые организмы, а больные.
Прогноз комфортности погоды позволяет предупредить больных с болезнями нервной системы и мозга, больных с болезнями кровообращения, старчески дряхлых, в моменты кризисов при инфекционных заболеваниях и т. д., а также резко снизить число аффективных явлений.

Преемственность: В 1610 году Галилео Галилей первым в Европе начал наблюдать за звездой с помощью своего нового телескопа и тем самым положил начало регулярным исследованиям пятен и солнечного цикла, которые, таким образом, продолжаются уже почти 400 лет. Между тем крупные солнечные пятна известны человечеству с древних времен.
В летописях и исторических хрониках до нас дошли упоминания о «черных гвоздях» в Солнце, наблюдаемых на восходе (или закате), когда свет звезды не слишком ярок и на него можно смотреть невооруженным глазом.
Спустя 130 лет после открытия Галилея, в 1749 году, одна из старейших обсерваторий в Европе, расположенная в городе Цюрихе, начала проводить ежедневные наблюдения пятен, сначала просто подсчитывая и зарисовывая их, позже начали получать фотографии Солнца. В настоящее время множество солнечных станций непрерывно наблюдают и регистрируют все изменения на поверхности светила.
Любопытно, что в истории наблюдений дневного светила был отмечен период, когда на его поверхности годами не наблюдалось ни одного пятна. Хорошо известен минимум Маундера (в честь английского астронома Эдварда Уолтера Маундера, который исследовал этот период в 1893 году), когда в период с 1645 по 1715 на солнечном диске наблюдалось чрезвычайно небольшое количество пятен и солнечных вспышек.
Так, например, в течение 30 лет, входивших в этот отрезок, астрономы насчитали всего около 50 точек, в то время как обычно за это время на солнечном диске их возникает до 40–50 тысяч. Тогда на Земле отмечались серьезные климатические аномалии, связанные с понижением средней температуры. Этот временной промежуток известен теперь под названием «малый ледниковый период»: в необычайно суровые зимы частично замерзали гавани теплой Португалии, появление льда отмечалось даже в Босфоре.
К сожалению, в более ранний период не было телескопов, поэтому человечество не располагает длинным рядом данных о солнечной активности. Сегодня невозможно определенно сказать, были ли подобные минимумы ранее и стоит ли ожидать их в дальнейшем. Не станет ли наступление очередного минимума Маундера спасением для нашей планеты, переживающей настоящее глобальное потепление?
Но не исключено, что подобные и даже более длительные периоды крайне низкой активности Солнца могли иметь место и в более далеком прошлом, оказывая сильное влияние на климат Земли в разные исторические и геологические эпохи.
В начале XX века А.Л.Чижевским и другими авторами были проведены исследования влияния солнечной активности на биосферу и человека. Итоги этих исследований были представлены в книге "Земное эхо солнечных бурь". Перечислим ряд явлений в органическом мире Земли, поставленных в прямую связь с периодической активностью Солнца.
1. Величина урожая кормовых элаков (Sir, W. Herschel, 1801; Qarce, Danson, Fritz, Show, Hunter, Endstrom, Flam-marion, M. Семенов, Б. Ястремский).
2. Количество и качество добываемого вина (Sarto-rius, H. Fritz. 1878; Memery. Lackowsky).
3. Рост древесины (толщина годичных колец) (Lem-strom, Hellaml-Hansen, Nansen, Huntington, Doiiglass).
4. Время зацветания растений (Marchand, Flammari-on, Nansen. Helland-Hansen).
5. Пышность цветения растений (Belot. 1927).
6. Эпифитии (Чижевский, 1927).
7. Размножаемость и миграции насекомых (Кеппен, 1870; Fritz, Harm, Giard).
8. Размножаемость и миграции рыб (Nansen. Helland-Hansen, 1909; Шостакович). Количество икры в печени некоторых рыб.
9. Время весеннего прилета (миграции) птиц (Marchand, Flamrnarion, Moreux. Шостакович).
10. Размножаемость и миграции животных (грызунов, пушных) (Туркин, 1900; Simrotti, 1907).
11. Продолжительность стойлового содержания скота (Ястремский, 1926).
12. Эпизоотии, падеж скота (Чижевский, 1927).
13. Качество кальция в крови (H. et R. Bakwin).
14. Частота поражений человека ударами молнии и частота пожаров от молнии (Bondin. О. Steffens, 1904).
15. Колебания веса младенцев (Жуков, 1928).
16. Квантитативная компенсация в функциях биосферы (Чижевский, 1929).
17. Психопатические эпидемии. Массовые истерии, галлюцинации, меряченье и т. д. (Чижевский, 1915- 1928).
18. Частота эффективных преступлений (Чижевский, 1927, 1928).
19. Частота несчастных случаев (Чижевский, 1928, 1934).
20. Модификация нервной возбудимости нервно-психического тонуса (Чижевский, 1915-1928).
21. Частота внезапных смертей (Kindlimann, 1910; Чижевский, 1918; Sardou, Faure. Vallot, 1922; Dull. 1934).
22. Частота обострений (ухудшений) в течении болезней (Sardou, Faure. Vallol, 1922).
23. Частота эпилептических припадков (Ammonn, Kritzinger. 1924; Morrell. 1928).
24. Колебания общей смертности (вековой ход - Покровский, 1928; годовой ход - Чижевский, 1929). Синхронизм общей смертности (Чижевский, 1929; 27-дневный период- Dull, 1934).
25. Рождаемость (вековой ход - Покровский, 1928).
26. Брачность (вековой ход - Покровский, 1928).
27. Эпидемии и пандемии (Чижевский, 1922-1935; Budai. 1931; Vies, 1933), рассмотрению соотношения которых с периодической деятельностью Солнца и посвящены последующие главы.
Во всяком случае, неоспоримо, что солнечные феномены на Солнце как положительно, так и губительно влияют на Землю.

Бизнес
Использование данного прогностического метода климата погодным Интернет-ресурсом (или СМИ) вместе с традиционными методами дает преобладающее преимущество перед всеми другими общеизвестными погодными серверами; а так же позволяет создать географическую базу регионов с высоким годовым значением комфортности погоды для предложения туров, базу данных с отрицательной комфортностью для любителей экстрима, оценить по комфортности погоды внешнюю среду того или иного населенного пункта, предложить географические данные для строительства курортных зон для фирм и частных лиц. Наконец, хороший прогноз погоды - это сбереженные миллиарды денежных средств.

Формула прогноза и комфортности погоды
Методика прогноза погоды основана на температурном тождестве продолжительности светлой части суток с учетом влияния солнечной вспышки или коронального излучения со смещением на 59 суток. Температурное влияние солнечной вспышки (коронального истечения) определяется по изменению температуры на экваторе по данным метеостанций. В методике введено понятие комфортности погоды, которое определено как положительное или отрицательное самочувствие человека при данных погодных условиях, обобщающее температуру, влажность, атмосферное давление, скорость ветра и их изменения для данной местности, состояние почвы. Численное значение комфортности погоды для данной местности определяется по реальной реакции климата на вспышку солнечной активности и индекса влияния солнечной вспышки.

Право
Так как методика авторская и принадлежит ресурсу Аллига Тэр, данная методика называется Глобальная прогностическая модель климата на 60 дней по солнечной активности - Alliga Ter, сокращенно «прогноз климата по Аллига Тэр».
Какое-либо использование правил составления прогноза погоды и определение комфортности погоды, в широком смысле, данной идеи, в техническом приборе, программном обеспечении, на других интернет ресурсах, в юридических, официальных или государственных целях только после авторского соглашения (или расценивается как воровство идеи). Пользование гипотезой на Аллига Тэр свободное.

Новые исследования
Новые исследования связаны с изучением закономерностей поведения комфортности погоды за продолжительное время и взаимодействия разных изолиний комфортности погоды, а так же изучение зависимости пространственной структуры вспышки от глобального краковременного изменения климата.

ligaspace.my1.ru






СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ

В. Н. Ишков, Э. В. Кононович


Природа Солнца и его значение для нашей жизни -- неисчерпаемая тема. О его воздействии на Землю люди догадывались еще в глубокой древности, в результате чего рождались легенды и мифы, в которых Солнце играло главную роль. Оно обожествлялось во многих религиях. Исследование Солнца -- особый раздел астрофизики со своей инструментальной базой, со своими методами. Роль получаемых результатов исключительна, как для астрофизики (понимание природы единственной звезды, находящейся так близко), так и для геофизики (основа огромного числа космических воздействий). Постоянный интерес к Солнцу проявляют астрономы, врачи, метеорологи, связисты, навигаторы и другие специалисты, профессиональная деятельность которых сильно зависит от степени активности нашего дневного светила, на котором "также бывают пятна".

Поэтому, чтобы удовлетворить жгучий интерес к не менее жгучему объекту, мы в этой рубрике начинаем публикацию важнейших сведений о солнечной активности, поясняя эти сведения кратким комментарием. Надеемся, что в дальнейшем наши данные помогут многим любителям астрономии заметить такие стороны солнечно-земных связей, которые пока еще ускользают от внимания профессионалов. Не забывайте, что в конце издания есть словарь, в котором раскрыт смысл важнейших терминов, использованных ниже.

Важнейшие проявления и индексы солнечной активности

Одной из самых замечательных особенностей Солнца являются почти периодические, регулярные изменения различных проявлений солнечной активности, т.е. всей совокупности наблюдаемых изменяющихся (быстро или медленно) явлений на Солнце. Это и солнечные пятна -- области с сильным магнитным полем и вследствие этого с пониженной температурой, и солнечные вспышки -- наиболее мощные и быстроразвивающиеся взрывные процессы, затрагивающие всю солнечную атмосферу над активной областью, и солнечные волокна -- плазменные образования в магнитном поле солнечной атмосферы, имеющие вид вытянутых (до сотен тысяч километров) волоконообразных структур. Когда волокна выходят на видимый край (лимб) Солнца, можно видеть наиболее грандиозные по масштабам активные и спокойные образования -- протуберанцы, отличающиеся богатым разнообразием форм и сложной структурой. Нужно еще отметить корональные дыры -- области в атмосфере Солнца с открытым в межпланетное пространство магнитным полем. Это своеобразные окна, из которых выбрасывается высокоскоростной поток солнечных заряженных частиц.

Солнечные пятна -- наиболее известные явления на Солнце. Впервые в телескоп их наблюдал Г. Галилей в 1610 г. Мы не знаем, когда и как он научился ослаблять яркий солнечный свет, но прекрасные гравюры, изображающие солнечные пятна и опубликованные в 1613 году в его знаменитых письмах о солнечных пятнах, явились первыми систематическими рядами наблюдений (рис. 1).

С этого времени регистрация пятен то проводилась, то прекращалась, то возобновлялась вновь. В конце ХIX столетия два наблюдателя -- Г. Шперер в Германии и Е. Маундер в Англии указали на тот факт, что в течение 70-летнего периода вплоть до 1716 года пятен на солнечном диске, по-видимому, было очень мало. Уже в наше время Д. Эдди, заново проанализировав все данные, пришел к выводу, что действительно в этот период был спад солнечной активности, названный Маундеровским минимумом.

К 1843 году после 20-летних наблюдений любитель астрономии Г. Швабе из Германии собрал достаточно много данных для того, чтобы показать, что число пятен на диске Солнца циклически меняется, достигая минимума примерно через каждые одиннадцать лет. Р. Вольф из Цюриха собрал все какие только мог данные о пятнах, систематизировал их, организовал регулярные наблюдения и предложил оценивать степень активности Солнца специальным индексом, определяющим меру "запятненности" Солнца, учитывающим как число пятен, наблюдавшихся в данный день, так и число групп солнечных пятен на диске Солнца. Этот индекс относительного числа пятен, впоследствии названный "числами Вольфа", начинает свой ряд с 1749 года. Кривая среднегодовых чисел Вольфа (рис. 2) совершенно отчетливо показывает периодические изменения числа солнечных пятен.

Индекс "числа Вольфа" хорошо выдержал испытание временем, но на современном этапе необходимо измерять солнечную активность количественными методами. Современные солнечные обсерватории ведут регулярные патрульные наблюдения за Солнцем, используя в качестве меры активности оценку площадей солнечных пятен в миллионных долях площади видимой солнечной полусферы (м.д.п.). Этот индекс в какой-то мере отражает величину магнитного потока, сосредоточенного в пятнах, через поверхность Солнца.

Группы солнечных пятен со всеми сопутствующими явлениями являются частями активных областей. Развитая активная область включает в себя факельную площадку с группой солнечных пятен по обе стороны линии раздела полярности магнитного поля, на которой часто располагается волокно. Всему этому сопутствует развитие корональной конденсации, плотность вещества в которой по крайней мере в несколько раз выше плотности окружающей среды. Все эти явления объединены интенсивным магнитным полем, достигающим величины нескольких тысяч гаусс на уровне фотосферы.

Наиболее четко границы активной области определяются по хромосферной линии ионизованного кальция. Поэтому был введен ежедневный кальциевый индекс, который учитывает площади и мощности всех активных областей.

Солнечные пятка по наблюдениям Г.Галилея 29 июня 1612г.

Самое сильное проявление солнечной активности, влияющее на Землю, -- солнечные вспышки. Они развиваются в активных областях со сложным строением магнитного поля и затрагивают всю толщу солнечной атмосферы. Энергия большой солнечной вспышки достигает огромной величины, сравнимой с количеством солнечной энергии, получаемой нашей планетой в течение целого года. Это приблизительно в 100 раз больше всей тепловой энергии, которую можно было бы получить при сжигании всех разведанных запасов нефти, газа и угля. В то же время это энергия, испускаемая всем Солнцем за одну двадцатую долю секунды, с мощностью, не превышающей сотых долей процента от мощности полного излучения нашей звезды. Во вспышечно-активных областях основная последовательность вспышек большой и средней мощности происходит за ограниченный интервал времени (40-60 часов), в то время как малые вспышки и уярчения наблюдаются практически постоянно. Это приводит к подъему общего фона электромагнитного излучения Солнца. Поэтому для оценки солнечной активности, связанной со вспышками, стали применять специальные индексы, напрямую связанные с реальными потоками электромагнитного излучения. По величине потока радиоизлучения на волне 10.7 см (частота 2800 МГц) в 1963 г. введен индекс F10.7. Он измеряется в солнечных единицах потока (с.е.п.), причем 1 с.е.п. = 10-22 Вт/(м2·Гц). Индекс F10.7 хорошо соответствует изменениям суммарной площади солнечных пятен и количеству вспышек во всех активных областях. Для статистических исследований в основном используются среднемесячные значения.

С развитием спутниковых исследований Солнца появилась возможность прямых измерений потока рентгеновского излучения в отдельных диапазонах.

С 1976 года регулярно измеряется ежедневное фоновое значение потока мягкого рентгеновского излучения в диапазоне 1-8 Å (12.5-1 кэВ). Соответствующий индекс обозначается прописной латинской буквой (A, B, C, M, X), характеризующей порядок величины потока в диапазоне 1-8 Å (10-8 Вт/м2, 10-7 и т.д.) с последующим числом в пределах от 1 до 9.9, дающим само значение потока. Так, например, M2.5 означает уровень потока 2.5·10-5. В итоге получается следующая шкала оценок:

А(1-9) = (1-9)·10-8 Вт/м2
В(1-9) = (1-9)·10-7
С(1-9) = (1-9)·10-6
М(1-9) = (1-9)·10-5
Х(1-n) = (1-n)·10-4

Этот фон изменяется от величин А1 в минимуме солнечной активности до С5 в максимуме. Эта же система применяется для обозначения рентгеновского балла солнечной вспышки. Максимальный балл Х20 = 20·10-4 Вт/м2 зарегистрирован во вспышке 16 августа 1989 года.

В последнее время стало использоваться в виде индекса, характеризующего степень вспышечной активности Солнца, количество солнечных вспышек за месяц. Этот индекс может быть использован с 1964 года, когда была введена применяющаяся сейчас система определения балльности солнечной вспышки в оптическом диапазоне.

Среднегодовые числа Вольфа с момента первых телескопических наблюдений солнечных пятен Галилеем и Шейнером по 1992 г. Отмечены циклы 1, 10, 20

Циклы солнечной активности.

Как следует из рис. 2, солнечная активность в числах Вольфа и, как выяснилось позже, и в других индексах, имеет циклический характер со средней продолжительностью цикла в 11.2 года. Нумерация солнечных циклов начинается с того момента, когда начались регулярные ежедневные наблюдения числа пятен. Эпоха, когда количество активных областей бывает наибольшим, называется максимумом солнечного цикла, а когда их почти нет -- минимумом. За последние 80 лет течение цикла несколько ускорилось и средняя продолжительность циклов уменьшилась примерно до 10.5 лет. За последние 250 лет самый короткий период был равен 9 годам, а самый длинный 13.5 лет. Другими словами, поведение солнечного цикла регулярно лишь в среднем. Если присмотреться к рисунку 2, можно заметить, что в подъеме и спаде солнечных циклов существует некоторая закономерность. Возможно, это указывает на существование более длительного цикла, равного примерно 80-90 годам. Несмотря на различную длительность отдельных циклов, каждому из них свойственны общие закономерности. Так, чем интенсивнее цикл, тем короче ветвь роста и тем длиннее ветвь спада, но для циклов малой интенсивности как раз наоборот -- длина ветви роста превышает длину ветви спада. В эпоху минимума в течение некоторого времени пятен на Солнце, как правило, нет. Затем они начинают появляться далеко от экватора на широтах ±40°. Одновременно с возрастанием числа солнечных пятен сами пятна мигрируют в направлении солнечного экватора, который наклонен к плоскости орбиты Земли (т.е. к эклиптике) под углом в 7°. Г. Шперер был первым, кто исследовал эти изменения с широтой. Он и Р. Кэррингтон -- английский астроном-любитель -- провели большие серии наблюдений периодов обращения пятен и установили тот факт, что Солнце не вращается как твердое тело -- на широте 30°, например, период обращения пятен вокруг Солнца на 7% больше, чем на экваторе.

К концу цикла пятна в основном появляются вблизи широты ±5°. В это время на высоких широтах уже могут появляться пятна нового цикла.

В 1908 году Д. Хейл открыл, что солнечные пятна обладают сильным магнитным полем. Более поздние измерения магнитного поля в группах, состоящих из двух солнечных пятен, показали, что эти два пятна имеют противоположные магнитные полярности, указывая, что силовые линии магнитного поля выходят из одного пятна и входят в другое. В течение одного солнечного цикла в одной полусфере (северной или южной) ведущее пятно (по направлению вращения Солнца) всегда одной и той же полярности. По другую сторону экватора полярность ведущего пятна противоположная. Такая ситуация сохраняется в течение всего текущего цикла, а затем, когда начинается новый цикл, полярности ведущих пятен меняются. Первоначальная картина магнитных полярностей таким образом восстанавливается через 22 года, определяя магнитный цикл Солнца. Это означает, что полный магнитный цикл Солнца состоит из двух одиннадцатилетних -- четного и нечетного, причем четный цикл обычно меньше нечетного.

Одиннадцатилетней цикличностью обладают многие другие характеристики активных образований на Солнце -- площадь пятен, частота и количество вспышек, количество волокон (и соответственно протуберанцев), а также форма короны. В эпоху минимума солнечная корона имеет вытянутую форму, которую придают ей длинные лучи, искривленные в направлении вдоль экватора. У полюсов наблюдаются характерные короткие лучи -- "полярные щетки". Во время максимума форма короны округлая, благодаря большому количеству прямых радиальных лучей. Рис.3. Двадцать второй цикл солнечной активности

Солнечная активность в январе-июне 1993 года

Нынешний год приходится на седьмой год развития текущего 22-го цикла солнечной активности (см. рис. 3). Его максимум наступил в июле 1989 года, так что уже 4 года мы живем на фазе его спада. Ниже приводятся значения основных индексов солнечной активности за первое полугодие 1993 г. Как известно, они сложным образом коррелирут со многими геофизическими параметрами. Из них мы приводим наиболее часто используемые данные о магнитных бурях и значения так называемого Ар-индекса.

Вообще говоря, существует более 20 различных индексов, характеризующих вариации магнитного поля Земли. Все они используются для выявления статистических связей в солнечно-земной физике. В данной точке Земли получают локальные индексы К: усредненные по трехчасовым интервалам непрерывные данные об амплитудах вариации всех трех составляющих напряженности магнитного поля Земли. Кр-индексы измеряются в баллах (от 0 до 9), соответствующих возрастанию мощности явлений в геометрической прогрессии. Используя наблюдения разных обсерваторий, расположенных на различных долготах и широтах Земли, вычисляют планетарные (для всей Земли) флуктуации магнитного поля. Наиболее широко используемым индексом магнитной возмущенности является трехчасовой планетарный индекс Кр, который с 1932 года стал рассчитываться по К индексам 12 среднеширотных обсерваторий (между 63° и 48° северной и южной широты).

Индекс Ар выводится из осреднения 8 трехчасовых значений Кp-индексов и является среднесуточной планетарной характеристикой возмущений геомагнитного поля на средних широтах.

В таблице 1 приводятся ежемесячные значения чисел Вольфа (W), индекса F10.7, фона рентгеновского излучения Х 1-8 Å, и геомагнитного индекса Ар, измеряемого в нанотеслах, а также сведения о солнечных вспышках.

Таблица 1. Характеристики солнечной активности в первом полугодии 1993 г.
Месяц W F10,7 X(1-8Å) Ap Число вспышек
≥M5 <M5 Σ
январь 53,1 121,0 В2,81 17 0 2 165
февраль 90,5 142,6   16 2 16 428
март 70,5 137,0   21 4 9 364
апрель 61,9 115,45 E2,77 18 1 2 331

Вспышечная активность за весь период оставалась на низком уровне и только в отдельные дни достигала среднего уровня. Наиболее значительными, оказавшими воздействие на Землю, были солнечные вспышки, параметры которых приведены в таблице 2.

Таблица 2. Наиболее значительные вспышки и вызванные ими являения на Земле.
Дата Начало Продолжит., Координаты Балл Магнитные бури
UT мин. φ λ L      
06.02 18:12 140 12 E26 117 2B/M9.6 ММБ 8-9.02
04.03 12:17 100 14 56 219 2F/C8.1    
06.03 20:17 60 04 E29 102 2B/M7.7 УМБ 8-9.03
09.03 08:10 360       -/B8.7 ММБ 11-12.03
12.03 16:07 240 00 51 103 2B/M7.0 УМБ 14-16.03
21.03 03:19 60 16 47 357 1F/M2.1 УМБ 24.03
18.04 19:02 69 10 55 229 2B/M8.7 ММБ 8-9.04

http://crydee.sai.msu.ru/
 
 

 







Данные он-лайн по ссылкам:

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

Информация:

Загадки Солнца

Нагрев солнечной короны



Самый внешний слой атмосферы Солнца (солнечная корона) имеет температуру выше 1.000.000°C, в то время как видимая поверхность Солнца (фотосфера) обладает температурой всего лишь около 6000°C. Обычно температура падает по мере удаления от нагретой поверхности. И, если мы попытаемся проверить, выполняется ли это для Солнца, и начнем подниматься вверх от его поверхности, то сначала мы обнаружим, что температура действительно падает. Однако затем, после подъема на очень незначительную высоту температура неожиданно начинает очень быстро расти и достигает чрезвычайно больших значений. Существует несколько предположений о механизме этого нагрева, однако ни одно из них пока не является настолько убедительным, чтобы ответить на все возникающие вопросы. В настоящее время природа процессов, которые нагревают корону Солнца до высоких температур (и ускоряют солнечный ветер) представляет одну из наиболее значительных солнечных "тайн".

Природа солнечных вспышек



В областях Солнца расположенных около пятен, иногда происходят взрывные процессы, во время которых окружающая плазма нагревается до температур в десятки миллионов градусов за времена порядка нескольких секунд. Эти явления получили название солнечных вспышек. Очень часто вспышки сопровождаются корональными выбросами массы, во время которых в межпланетное пространство попадают биллионы тонн горячей ионизованной плазмы. Эта плазма распространяется во всех направлениях, в том числе и в сторону Земли, где вызывает магнитные бури. Причины, возникновения солнечных вспышек и корональных выбросов массы являются еще одной загадкой, не имеющей в настоящее время понятного и однозначного объяснения. Несомненно, благодаря наблюдениям Солнца мы знаем очень много подробностей и о вспышках и о выбросах и даже понимаем основные физические принципы, благодаря которым эти явления становятся возможными, но, несмотря на это, мы все еще не можем предсказать, когда и где произойдет очередная солнечная вспышка и насколько сильной она будет.

Происхождение солнечного цикла



Приблизительно каждые 11 лет число солнечных пятен, видимых на поверхности Солнца, увеличивается от нуля (или очень малого значения) до 100 и более, а затем снова уменьшается до нуля в начале следующего солнечного цикла. Природа и причины этого процесса представляют, возможно, наибольшую загадку современной физики Солнца. Как и в случае с солнечными вспышками, существуют общие представления о природе данного явления, которое, видимо, связано с динамо-процессами в конвективном слое Солнца, однако мы все еще не в состоянии построить модель, которая достоверно предсказывала бы число солнечных пятен на Солнце в будущем. Проблема цикличности солнечной активности тесно связана с проблемой предсказания космической погоды.

Потерянные нейтрино

Солнце должно производить количество нейтрино, которое более чем в два раза превышает их число, наблюдаемое в действительности. Эти "призрачные" субатомные частицы высвобождаются во время ядерных реакций, происходящих в солнечном ядре. Затем они проникают сквозь Солнце и уходят в окружающее пространство. Регистрация нейтрино чрезвычайно сложна, но результаты сразу нескольких независимых экспериментов подтверждают, что только приблизительно треть от ожидаемого числа нейтрино регистрируется на Земле. Ученые, специализирующиеся в области физики Солнца, пытались изменить модель строения Солнца и модель его эволюции, чтобы объяснить пониженное число нейтрино. Эти попытки, однако, не увенчались успехом. Все это ставит перед учеными вопрос о том, насколько правильно фундаментальные физические теории объясняют, что такое нейтрино и как они образуются. Не исключено, что ответ на этот вопрос перевернет не теорию Солнца, но и наши представления о физике в целом.

© ТЕСИС: www.tesis.lebedev.ru

 

ТЕСИС

О проекте

ТЕСИС - это комплекс космических телескопов, разрабатываемый в Лаборатории рентгеновской астрономии  Солнца Физического института Российской Академии наук (ФИАН) для исследования структуры и динамики солнечной короны с пространственным разрешением до 2 угловых секунд и временным разрешением менее 30 секунд.

В состав ТЕСИС также входит солнечный спектрофотометр Сфинкс (SphinX; Solar PHotometer In X-rays), созданный в Центре космических исследований Польской Академии наук (Space Research Centre, Polish Academy of Sciences, Wroclaw) .

Основной целью эксперимента является осуществление непрерывного мониторинга и анализа активности Солнца и поиск ответов на наиболее актуальные вопросы физики Солнца, такие как проблема нагрева короны Солнца, механизм солнечных вспышек, природа солнечного цикла и другие.

ТЕСИС установлен на борту российского спутника КОРОНАС-ФОТОН (последнего из трех аппаратов программы космических исследований КОРОНАС), запуск которого состоялся 30 января 2009 года с космодрома Плесецк Архангельской области. Гарантийный срок работы спутника и его научной аппаратуры составляет 3 года. За это время комплексом телескопов ТЕСИС будет получено не менее миллиона новых изображений солнечной короны, солнечных вспышек, выбросов корональной массы и иных явлений, а также записано более 200 часов видематериалов.

Значительная часть полученной информации будет доступна для просмотра и анализа специалистам в области физики Солнца и любителям астрономии через ежедневно обновляемые каталоги и галереи изображений.

Научные задачи ТЕСИС

  • Исследование структуры и динамики солнечной короны и переходного слоя солнечной атмосферы в диапазоне температур 0.05-20 млн К.
  • Мониторинг и регистрация солнечных вспышек. Исследование механизмов их возникновения и особенностей развития по анализу временных профилей и спектров вспышечного излучения и изменению структуры магнитных полей в области вспышек.
  • Спектральная диагностика (определение плотности и температурного состава) горячей плазмы активных областей и областей вспышек.
  • Исследование нестационарных явлений (выбросов корональной плазмы, эруптивных протуберанцев, транзиентных феноменов) в атмосфере Солнца и изучение их геомагнитной эффективности.
  • Разработка методов раннего прогнозирования магнитных бурь и возмущений в земной магнитосфере.

    Состав инструментов ТЕСИС

    Комплекс аппаратуры ТЕСИС включает 5 научных инструментов:

    • Изображающий спектрогелиометр в линии MgXII 8.42 A (MISH - the MgXII Imaging Spectroheliometer)
    • Спектрогелиометр крайнего ультрафиолетового диапазона (EUSH - the EUV Spectroheliometer)
    • Два телескопа крайнего ультрафиолетового диапазона (FET - the Full-disk EUV Telescopes)
    • Коронограф крайнего ультрафиолетового диапазона (SEC - the Solar EUV Coronograph)
    • Рентгеновский фотометр-спектрогелиометр СФИНКС (SphinX).

     

     ИНСТРУМЕНТ

    ЗАДАЧИ

    ИССЛЕДОВАНИЯ

    ОПИСАНИЕ

    ИНСТРУМЕНТА

    ДИАПАЗОН

    ДЛИН ВОЛН

    ПОЛЕ

    ЗРЕНИЯ

    УГЛОВОЕ

    РАЗРЕШЕНИЕ

    MISH

    Исследование пространственного распределения и динамики горячей солнечной плазмы в области температур около 10 млн К

    Спектрогелиометр Брэгга со сферическим изогнутым кристаллическим зеркалом

    Дублет линий водородоподобного иона MgXII 8.418 A и 8.423 A

    1°.15

    (полный диск Солнца)

     2 угл. сек. на пиксель

    EUSH 

    Спектральная диагностика физических параметров (плотности и температуры) солнечной плазмы в области температур 0.05-20 млн К 

     Спектрогелиометр крайнего ультрафиолетового диапазона с дифракционной решеткой наклонного падения и фокусирующим многослойным параболическим зеркалом

     Диапазон 280-330 A

    1°.24

    (Полный диск Солнца сжатый вдоль оси дисперсии) 

    4.4 угл. сек. (
    перпендикулярно оси дисперсии) 1.5 угл. мин. (вдоль оси дисперсии) 

     FET
    (телескоп 1)

    Получение изображений Солнца с высоким пространственным и угловым разрешением в обласли температур около 15 млн К 

    Телескоп системы Гершеля с многослойным параболическим фокусирующим зеркалом 

    Диапазон 130-136 A 

     1°.0
    (полный диск Солнца)

    1.7 угл. сек. на пиксель  

     FET
    (телескоп 2) 

     Получение изображений Солнца с высоким пространственным и угловым разрешением в обласли температур около 50 тыс К

    Телескоп системы Гершеля с многослойным параболическим фокусирующим зеркалом 

     Диапазон 290-320 A

     1°.0
    (полный диск Солнца)

    1.7 угл. сек. на пиксель  

     SEC

     Исследование структуры и динамики корональных выбросов вещества на расстояниях до 4 солнечных радиусов

     Коронограф системы Ричи-Кретьена

    Диапазон 290-320 A

    2°.5
    (внутренняя и внешняя корона на расстоянии от 0.7 до 4 солнечных радиусов) 

     5 угл. сек. на пиксель

    Каждый из телескопов является автономным инструментом и способен работать независимо от других научных приборов, а также в комплексе с ними.

    Изображающий спектрогелиометр в линии MgXII 8.42 A (MISH)

    Инструмент Спектрогелиометр Брэгга мягкого рентгеновского диапазона со сферическим изогнутым зеркалом
    Угол Брегга 82o.08
    Диапазон длин волн дублет линий MgXII 8.418 A and 8.423 A
    Фокальная длина 1376 мм
    Апертура зеркала 71*103 мм
    Поле зрения 1o.15 (полный диск Солнца)
    Угловое разрешение 2 угл. сек на пиксель
    Временное разрешение от 1 сек (съемка области на Солнце) до 10 сек (съемка полного Солнца)
    Детектор изображений ПЗС матрица обратного падения размером 2048*2048 пикселей
    Размер пикселя ПЗС матрицы 13.5*13.5 микрон

    Инструмент MISH представляет собой изображающий спектрогелиометр Брэгга для регистрации монохроматических изображений Солнца в чрезвычайно узком спектральном диапазоне длин волн в котором располагается резонансный дублет линий водородоподобного иона MgXII с длинами волн 8.418 A и 8.423 A.

    Спектрогелиометр состоит из следующих принципиальных элементов:

    • входное окно с закрывающейся панелью;
    • фильтр;
    • фокусирующее кристаллическое зеркало;
    • детектор излучения (ПЗС-матрица).


    Оптическая схема MISH основана на принципе кристаллического отражения Брэгга с углом падения близком к нормальному (82o.08). Рентгеновское излучение Солнца фокусируется на ПЗС детекторе размером 2048*2048 пикселей с помощью сферического зеркала, изготовленного из изогнутого кристалла кварца. Интенсивное излучение видимого и ультрафиолетового диапазона отсекается двумя фильтрами, один из которых располагается во входном окне оптической системы, а второй напылен на поверхность ПЗС матрицы. После запуска космического аппарата спектрогелиограф MISH  станет единственным в мире инструментом, предоставляющим изображения высокотемпературных корональных областей с температурой около 10 млн. градусов.

    Приемник излучения (ПЗС матрица) позволяет разрешать на Солнце детали размером около 2 угл. секунд (примерно 1500 км). Поле зрения инструмента равно 1o.15, то есть полностью покрывает диск и корону Солнца на расстоянии более одного радиуса  над его поверхностью. Благодаря этому спектрогелиометр получит возможность изучать пространственное распределение и динамику высокотемпературной плазмы не только на поверхности Солнца, но и на очень больших высотах.

    Инструмент также позволит проводить серии непрерывных исследований Солнца с очень высоким временным разрешением (менее 10 секунд задержки между двумя последовательно полученными изображениями).

    Спектрогелиометр крайнего ультрафиолетового диапазона (EUSH)

    Инструмент Спектрогелиометр полного диска Солнца крайнего ультрафиолетового диапазона с дифракционной решеткой наклонного падения и фокусирующим параболическим многослойным зеркалом
    Диапазон длин волн 280 - 330 A
    Фокальная длина 600 мм
    Апертура зеркала 5*80 мм
    Поле зрения 1o.24 (полный диск Солнца, сжатый вдоль направления дисперсии)
     Спектральные линии Линии ионов HeII, SiIX, SiXI, FeXIV-FeXVI, MgVIII, NiXVIII, CaXVII, AlIX, FeXXII и других
    Угловое разрешение 4.4 угл. сек на пиксель (перпендикулярно дисперсии) и 1.5 угл. мин на пиксель вдоль дисперсии
    Временное разрешение 30 - 600 сек
    Детектор изображений ПЗС матрица обратного падения размером 1024*2048 пикселей
    Размер пикселя ПЗС матрицы 13*13 микрон
     

    Инструмент EUSH является изображающим спектрогелиометром, работающем в крайнем ультрафиолетовом диапазоне в области длин волн 285-335 A. В этой области располагаются спектральные линии излучения ионов HeII, SiIX, SiXI, FeXIV-FeXVI, MgVIII, NiXVIII, CaXVII, AlIX, FeXXII, формирующиеся при температурах плазмы от 5*104 до 1.2*107 градусов, а также линии излучения некоторых других ионов.

    Спектрогелиометр состоит из следующих принципиальных элементов:

    • дифракционная решетка;
    • многослойное фокусирующее зеркало;
    • фильтр;
    • детектор излучения (ПЗС-матрица).

    Дифракционная решетка является диспергирующим элементом, пространственно разделяющим потоки излучения от разных линий диапазона 295-315 A.

    Излучение видимого и ультрафиолетового диапазона блокируется тонкопленочными фильтрами, один из которых установлен во входном окне инструмента, а второй напылен на поверхность детектора - ПЗС матрицы обратного падения размером 1024*2048 пикселей.

    Основной научной целью EUSH является многоволновая спектральная диагностика корональной плазмы: определение ее температурного состава, плотности и дифференциальной меры эмиссии путем сравнения интенсивности излучения одного объекта в разных спектральных линиях. В отличие от щелевых спектрометров, которые регистрируют излучение только от небольшой области Солнца, вырезаемой щелью, инструмент EUSH позволяет проводить одновременную диагностику плазмы всей солнечной атмосферы. Из за особенностей оптической схемы угловое разрешение спектрометра зависит от направления. Перпендикулярно оси дисперсии (ось Y изображения) разрешение составляет около 4.4 угл. сек. Вдоль оси дисперсии (ось X) изображение солнечного диска сжимается приблизительно в 20 раз. Благодаря этому изображения, полученные в различных линиях, не перекрываются. Угловое разрешение вдоль направления дисперсии приблизительно равно 1.5 угл. минуты.

    Два телескопа крайнего ультрафиолетового диапазона (FET)

    Инструмент Телескопы системы Гершеля с многослойными параболическими зеркалами
    Диапазон длин волн 130 - 136 A (телескоп I) и 290 - 320 А (телескоп II)
    Фокальная длина 1600 мм
    Апертура зеркала круговая с диаметром 100 мм
    Поле зрения 1o.0 (полный диск Солнца)
    Угловое разрешение 1.7 угл. сек на пиксель
    Временное разрешение 1 - 10 сек
    Детектор изображений ПЗС матрица обратного падения размером 2048*2048 пикселей
    Размер пикселя ПЗС матрицы 13.5*13.5 микрон

    Инстумент FET включает два телескопа системы Гершеля с многослойными параболическими зеркалами нормального падения. 

    Каждый из телескопов содержит следующие принципиальные элементы:

    • входное окно с закрывающейся панелью;
    • фильтр;
    • искусственная луна (только телескоп 2);
    • многослойное фокусирующее зеркало;
    • детектор излучения (ПЗС-матрица).

    Первый телескоп работает в диапазоне длин волн 130-136 A, где во время солнечных вспышек доминируют линии излучения ионов железа FeXX 132.84 А и FeXXIII 132.91 A. Поскольку интенсивное излучение в этих линиях формируется при температуре плазмы не менее 10 млн. градусов, изображения, полученные первым телескопом, предоставят данные о пространственном распределении и динамике наиболее горячей солечной плазмы,  появляющейся в короне только во время вспышек.

    Второй телескоп регистрирует излучение в спектральном диапазоне длин волн 290-320 A, в котором помимо прочих находится чрезвычайно интенсивная линия ионизированного гелия HeII 303.8 A. Излучение в линии 303.8 A формируется плазмой с температурой около 70 тыс. градусов, располагающейся преимущественно в переходном слое солнечной атмосферы.

    Оба телескопа могут работать одновременно, а также выполнять независимые программы наблюдений.

    Изображение Солнца в обоих телескопах формируется параболическими зеркалами с многослойным покрытием. Видимое излучение и излучение ультрафиолетового диапазона блокируется тонкопленочными фильтрами, расположенными на фронтальной панели, а также напыленными на поверхность детекторов излучения. Входное окно второго телескопа, работающего в диапазоне длин волн 290-320 A, оснащено искусственной "луной". При закрытой луне это позволяет регистрировать слабое излучение короны Солнца на расстоянии от 0.2 до 4 радиусов Солнца. При наблюдениях дальней короны параболическое зеркало наклоняется с помощью специальной системы управляющих и фокусирующих механизмов.

    Детекторами изображений в обоих телескопах являются ПЗС матрицы обратного падения размером 2048*2048 пикселей. Поле зрения (1o.0) позволяет в обычном режиме наблюдать полный диск и корону Солнца на расстоянии до 0.5 его радиуса. Угловое разрешение составляет около 1.7 угл. секунды на пиксель.

    Временное разрешение телескопов зависит от режима наблюдений. При регистрации изображений полного диска оно примерно равно 10 секунд, а при наблюдении отдельных солнечных областей может быть уменьшено до 1 секунды. 

    Коронограф крайнего ультрафиолетового диапазона (SEC)

    Инструмент Коронограф системы Ричи-Кретьена
    Диапазон длин волн 290 - 320 А
    Фокальная длина 600 мм
    Апертура зеркала кольцевая с внешним радиусом 85 мм и внутренним радиусом 25 мм
    Поле зрения 2o.5 (солнечная корона от 0.7 до 4 радиусов Солнца над его поверхностью)
    Угловое разрешение 5 угл. сек на пиксель
    Временное разрешение 100 - 600 сек
    Детектор изображений ПЗС матрица обратного падения размером 2048*2048 пикселей
    Размер пикселя ПЗС матрицы 13.5*13.5 микрон

    Инструмент SEC - это солнечный коронограф системы Ричи-Кретьена, работающий в диапазоне длин волн 290 - 320 A, в котором располагается очень интенсивная линия излучения гелия HeII 303.8 A. Поле зрения инструмента (2o.5) позволяет наблюдать корону Солнца на расстониях от 0.7 до 4 радиусов над его поверхностью.

    Коронограф состоит из следующих принципиальных элементов:

    • первичный фильтр;
    • первичное зеркало;
    • вторичное зеркало;
    • фильтр детектора;
    • детектор излучения (ПЗС-матрица).

    Два зеркала, первичное и вторичное, отражают и фокусируют ультрафиолетовое излучение Солнца на детекторе изображений - ПЗС матрице обратного падения размером  2048*2048 пикселей. Излучение оптического диапазона блокируется двумя тонкопленочными фильтрами, один из которых находится во входном окне инструмента, а второй расположен перед ПЗС-детектором. Искусственная луна напылена непосредственно на поверхность детектора.

    Основной научной задачей коронографа будет мониторинг и изучение корональных выбросов массы и исследование их связи с бурями в магнитосфере Земли.

Вернуться назад