Słońce
Poniższe zdjęcia pochodzą z satelity naukowego - Obserwatorium Dynamiki Słońca
(z ang. Solar Dynamics Observatory, SDO) i są na bieżąco aktualizowane.



Długość fali: kontinuum
Temperatura: 4500-6000 K

Zdjęcie przedstawia fotosferę Słońca - powierzchniową warstwę naszej macierzystej gwiazdy, emitującą docierające do nas światło z zakresu widzialnego. Widoczne na powierzchni Słońca ciemniejsze obszary nazywane są plamami słonecznymi. Są to obszary charakteryzujące się niższą temperaturą (4000-5000 K), niż temperatura ich otoczenia oraz silniejszym polem magnetycznym.

Długość fali: 304 Å
Obserwowane jony: He II
Temperatura: 50000 K

Kanał ten uwydatnia obszary chłodniejszych i gęstszych pióropuszy plazmy, które znajdują się powyżej widzialnej powierzchni Słońca. Wiele z tych struktur nie jest widoczna lub pojawia się jako ciemne obszary w innych kanałach. Jaśniejsze obszary na zdjęciu to miejsca gdzie plazma ma największą gęstość.

Długość fali: 193 Å (daleki ultrafiolet)
Obserwowane jony: Fe XII
Temperatura: 1.25 mln K

Kanał ten uwydatnia zewnętrzną atmosferę Słońca, nazywaną koroną słoneczną. Gorące aktywne obszary, flary słoneczne oraz koronalne wyrzuty masy są jaśniejszymi obszarami na zdjęciu. Obszary ciemniejsze, nazywane dziurami koronalnymi są miejscami, z których emitowane jest znacznie mniej promieniowania.

Długość fali: 335 Å (daleki ultrafiolet)
Obserwowane jony: Fe XVI
Temperatura: 2.8 mln K

Kanał ten uwydatnia zewnętrzną atmosferę Słońca, nazywaną koroną słoneczną. Gorące aktywne obszary, flary słoneczne oraz koronalne wyrzuty masy są jaśniejszymi obszarami na zdjęciu. Obszary ciemniejsze, nazywane dziurami koronalnymi są miejscami, z których emitowane jest znacznie mniej promieniowania.

Magnetogram czarno-biały

Powyższe zdjęcie wykonane zostało przy pomocy przyrządu obrazowania heliosejsmologicznego i magnetycznego (ang. Helioseismic and Magnetic Imager, HMI), który jest jednym z głównych instrumentów badawczych satelity naukowego Obserwatorium Dynamiki Słońca (z ang. Solar Dynamics Observatory). Zdjęcie ukazuje kierunek linii sił pola magnetycznego w pobliżu powierzchni Słońca. Kolor czarny i biały oznaczają przeciwną biegunowość, gdzie biały oznacza biegun północny, a czarny biegun południowy.

Magnetogram kolorowy

Powyższe zdjęcie wykonane zostało przy pomocy przyrządu obrazowania heliosejsmologicznego i magnetycznego (ang. Helioseismic and Magnetic Imager, HMI), który jest jednym z głównych instrumentów badawczych satelity naukowego Obserwatorium Dynamiki Słońca (z ang. Solar Dynamics Observatory). Zdjęcie ukazuje kierunek linii sił pola magnetycznego w pobliżu powierzchni Słońca. Kolor zielony i żółty/czerwony oznaczają przeciwną biegunowość, gdzie zielony oznacza biegun północny, a żółty/czerwony biegun południowy.


Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams.



Program na listopad

Słońce (na żywo)

ISS (na żywo)

Zorza Polarna

OMSA 2017

GDK 2017

PTMA o. Grudziądz

Szukaj na stronie

106779
Dziś
Wczoraj
Ten tydzień
Poprzedni tydzień
Ten miesiąc
Poprzedni miesiąc
Razem
34
129
460
106303
523
3373
106779
aktualnie gościmy