Pogoda kosmiczna to zespół zjawisk zachodzących na Słońcu oraz w naszej ziemskiej magnetosferze i jonosferze. Intensywność zjawisk zachodzących w środowisku kosmicznym ma bezpośrednie przełożenie na funkcjonowanie człowieka we współczesnym świecie. Niekorzystne warunki pogody kosmicznej przekładają się na zakłócenia w łączności radiowej i satelitarnej. Mogą wystąpić awarie lub uszkodzenia elektroniki, w którą wyposażone są sztuczne satelity Ziemi. W trakcie dużej aktywności zjawisk zachodzących na Słońcu mogą także nastąpić zakłócenia w funkcjonowaniu sieci energetycznych. Oczywiście oprócz skutków negatywnych, występują także pozytywne. Obserwatorzy mogą obserwować piękne zjawisko zorzy polarnej. Niemniej jednak z punktu widzenia gospodarczego i bezpieczeństwa energetycznego społeczeństwa, liczba ujemnych skutków jest dominująca nad aspektami korzystnymi. Do opisu pogody kosmicznej powszechnie stosuje się trzy indeksy: burze geomagnetyczne (geomagnetic storm, czyli zaburzenia ziemskiego pola magnetycznego wywołane warunkami w wietrze słonecznym), burze radiacyjne (solar radiation storm, czyli wzrost radiacji towarzyszący wzrostowi liczby cząstek energetycznych) oraz zakłócenia radiowe (radio blackout, czyli zakłócenia jonosfery spowodowane słoneczną emisją promieniowa X). W celu ostrzegania społeczeństwa przed negatywnymi skutkami stosuje się alerty opracowane w oparciu o indeksy.
Alerty pogody kosmicznej
(stan aktualny wg. NOAA, opóźnienie około 5min.):
Maksymalny poziom alertów z ostatnich 6h (24h dla Kp):
W celu zapobiegania negatywnym skutkom, ważnym zadaniem każdej Służby Narodowej, a tym samym i Instytutu Meteorologii i Gospodarki Wodnej – PIB, jest monitorowanie oraz analiza aktualnego stanu środowiska kosmicznego. Badania naukowe pozwolą na lepsze zrozumienie zjawisk fizycznych zachodzących w środowisku międzyplanetarnym i planetarnym. Dogłębne poznanie i zrozumienie podstaw fizycznych przejawów aktywności Słońca, w tym zjawisk tj. koronalne wyrzuty masy, rozbłyski, galaktyczne promieniowanie kosmiczne, rozbłyski gamma czy też wybuch supernowej, pozwoli na lepsze zrozumienie wpływu ww. zjawisk na środowisko ziemskie, a w przyszłości na dokładniejsze prognozy pogody kosmicznej, a co za tym idzie skuteczne przygotowanie i zabezpieczenie ludności przed negatywnymi skutkami. Jako meteorolodzy i klimatolodzy, musimy zadać ważne pytanie dotyczące istnienia korelacji pomiędzy aktywnością Słońca a ziemskim klimatem. Wiadomo, że w przeszłości na kontynencie europejskim wystąpił okres małej epoki lodowcowej, który zbiegł się z minimum aktywności słonecznej. W okresie tym wystąpiły dwa minima Maundera (w latach 1645-1730) oraz minimum Daltona, które miało miejsce w latach 1790-1830. Co prawda naukowcy twierdzą, że na ten cykl nałożyły się inne zjawiska mogące mieć wpływ na klimat, a mianowicie wzmożona aktywność wulkaniczna na Islandii oraz zmiana cyrkulacji termohalinowej w oceanach. Aby odpowiedzieć na postawiony pytanie w sposób wyczerpujący konieczne są dalsze badania naukowe oraz monitoring.
Prognozy pogody kosmicznej
Źródło: NOAA
Źródło: NOAA
Indeks Kp:
miara zaburzenia pola magnetycznego Ziemi. Indeks Kp wzrasta wraz z pojawieniem się w obszarze ziemskiego pola magnetycznego wiatru słonecznego i materii wyrzucanej m.in. w stronę Ziemi z powierzchni Słońca. Ich następstwem mogą być pojawiające na obszarach okołobiegunowych zorze polarne. W przypadku większych wyrzutów materii słonecznej w kierunku Ziemi (CME – Coronal Mass Ejections), poziom zaburzeń pola magnetycznego wzrasta (mierzą to również magnetometry), a obszar nad którym może zaistnieć zorza polarna przesuwa się ku mniejszym szerokościom geomagnetycznym. Zaburzenia pola magnetycznego odpowiadające burzom magnetycznym nasilają się wraz ze wzrostem indeksu Kp do poziomu czerwonego na wykresie (Kp=5). Dla obszarów okołobiegunowych wystarczy, aby zorza polarna uwidoczniła się na nocnym niebie przy niewielkim Kp, jednak dla obserwatorów na niższych szerokościach geograficznych (takich, jak dla terenu Polski), dolny próg stanowi dopiero Kp=7, i dopiero wtedy można liczyć na wystąpienie zórz polarnych. Dane na ten temat aktualizowane są automatycznie co 3 godziny. Każdy słupek (bin) odpowiadający trzem godzinom jest uśredniony na podstawie odczytów z magnetometrów rozsianych po całym świecie. Lokalnie zaburzenia mogą być większe niż sugeruje to powyższy zestaw uśrednionych danych za każde 3 godziny, ale pojedynczy odczyt lokalny nie ma znaczenia w ustalaniu globalnego wskaźnika Kp czy ogłaszania stanu burzy magnetycznej.
Protony: zjawisko zwane burzą promieniowania (radiacyjną), występuje w momencie, podczas którego protony emitowane przez Słońce zostają przyspieszone do bardzo wysokich prędkości i wpadają w przestrzeń międzyplanetarną. Najczęściej ma to miejsce w czasie rozbłysków słonecznych lub towarzyszących rozbłyskom koronalnych wyrzutów masy (CME). Wysokoenergetyczne protony mogą powodować kilka efektów, m.in. wywoływać zakłócenia fal radiowych wysokich częstotliwości, wywoływać zaburzenia na obrazach uzyskiwanych przez satelity, czy docierać do atmosfery ziemskiej i być przyczyną jonizacji jej wyższych warstw. Wywołany efekt wizualny to zorze polarne i dotyczy głównie szerokości okołobiegunowych.
X-ray flux: Rozbłyski słoneczne są powiązane z różnymi procesami pogody kosmicznej, które mogą negatywnie wpływać na komunikację radiową na Ziemi. Koronalne wyrzuty masy (CME) mogą w konsekwencji wywoływać burze radiacyjne oddziałujące na satelity, wpływać na systemy nawigacji satelitarnej i zakłócać magnetosferę naszej planety – indukując prądy destrukcyjne dla systemów naziemnych i oceanicznych, w tym przesyłowych sieci energetycznych czy ropociągów. Mierząc emisję promieniowania rentgenowskiego ze Słońca, możemy przewidzieć, kiedy wystąpią zjawiska pogody kosmicznej i przygotować się na nie.
Natężenie strumienia radiowego (Radio flux)
Strumień promieniowania radiowego (RadioFlux) 10,7 cm (2800 MHz) koreluje z aktywnością plamotwórczą Słońca i powstaje na styku chromosfery i korony – warstw atmosfery Słońca. Strumień ten jest liczony w wielokrotności (10000) Jansky’ego, jednostki natężenia strumienia fotonów używanej powszechnie w radioastronomii od lat 50 XX wieku. Wynosi ona 10^-26 W/m^2/Hz.
Obserwacje Słońca na falach radiowych prowadzone są od kilkudziesięciu lat, m.in. w obserwatorium krakowskim. Wartość strumienia radiowego zależy od fazy cyklu słonecznego i waha się w zakresie od 70 (Słońce spokojne) do około 250 sfu (solar flux units; Słońce aktywne). Strumień dzieli się na część spokojną (Q), powolnych zmian (S) i szybką (R).
Aktywność Słońca powoduje szereg zjawisk, takich jak koronalne wyrzuty masy (CME), rekoneksję pola magnetycznego czy wreszcie strumień wysokoenergetycznych protonów emitowany przez Dzienną Gwiazdę (wchodzący w skład wiatru słonecznego). Te zaś mają wpływ na funkcjonowanie satelitów, sieci energetycznych czy bezpieczeństwo załóg samolotów na dużych szerokościach geograficznych (zwłaszcza tych lecących w pobliżu biegunów magnetycznych Ziemi). Zakłócona może zostać także łączność radiowa (radio blackout) i systemy nawigacji, jak również bezpieczeństwo linii przesyłowych ropy czy gazu (za sprawą strumienia cząstek i prądów wirowych nimi wywołanych).
Przebieg natężenia strumienia radiowego 10,7 cm Słońca na przestrzeni kilkudziesięciu lat (K.F. Tapping, Space Weather, 2013).
|
|
ZORZA POLARNA
Zorza polarna (Aurora borealis, aurora australis) – zjawisko świetlne obserwowane w górnej atmosferze w pobliżu biegunów magnetycznych planety, które ma silne pole magnetyczne o charakterze dipolowym (dwubiegunowym). Na Ziemi zorze występują na wysokich szerokościach geograficznych, głównie za kołami podbiegunowymi, chociaż w sprzyjających warunkach bywają widoczne nawet w okolicach 50. równoleżnika. Zdarza się, że zorze polarne obserwowane są nawet w krajach śródziemnomorskich. Na półkuli północnej zorza jest określana łacińską nazwą Aurora borealis, a południowa zorza polarna nosi nazwę Aurora australis.
Kiedy i gdzie najlepiej szukać zorzy na północnej półkuli?
Polska jest położona na południe od naturalnego pasa zórz (Norwegia, Islandia, Grenlandia), do wystąpienia tam zorzy polarnej potrzebna jest ekstremalnie silna burza geomagnetyczna (Kp8-9+) – co bardzo rzadko się zdarza. Podczas umiarkowanych i silnych burz geomagnetycznych (Kp6–7), zorze sięgają północnej Islandii lub Wysp Owczych. Takie zorze mogą być u nas bardzo słabo widoczne, ponieważ występują na wysokich szerokościach geograficznych.
Słońce przechodzi cykl magnetyczny, którego czas trwania wynosi średnio 22 lata. Na ten dwudziestodwuletni cykl składają się dwa krótsze okresy, powszechnie znane jako cykle 11-letnie. Cykl magnetyczny Słońca to okres czasu w trakcie którego następuje przebudowa pola magnetycznego Słońca. Jeżeli początkowo północny biegun magnetyczny znajdował się na północnym biegunie Słońca, a południowy biegun magnetyczny na biegunie południowym Słońca to po przebudowie następuje zmiana biegunowości. Przebiegunowanie następuje zawsze w szczycie cyklu. Przed przebiegunowaniem następuje osłabienie pola magnetycznego, aż do jego zaniku, po czym wewnętrzne dynamo magnetyczne Słońca odtwarza pole magnetyczne, ale z przeciwną biegunowością. Na podstawie analizy pomiarów aktywności Słońca wynika, że pojedynczy cykl (pół cykl magnetyczny) może trwać od 7 do 17 lat.
Zdjęcia zórz a ich obserwacje gołym okiem
Zorze polarne (ang. Northern Lights) mogą dać piękny pokaz świateł nawet w Szkocji czy Północnej Anglii/Irlandii (o ile niebo jest czyste). Odległość od pasa zórz, zakłóconego dodatkowo przez zanieczyszczenie światłem lub zmierzch, oznacza, że mogą wystąpić trudności z wyraźnym dostrzeżeniem tego zjawiska, jako że jest ono znacznie jaśniejsze na zdjęciach niż widziane gołym okiem.
Zdjęcia zórz mogą wydawać się mało reprezentatywne w stosunku do tego, co widać gołym okiem z racji samej techniki wykonywania zdjęć. Przyczyna tego jest taka, że fotografujący używają tego samego sprzętu do robienia zdjęć obiektów oświetlonych światłem dziennym co do zórz czy Drogi Mlecznej (a więc obiektów ledwie widocznych przez człowieka).
To oznacza zazwyczaj użycie statywu i długiej ekspozycji – rzędu minut. Pomaga to doświetlić zdjęcie. Dodatkowo, powolny ruch zorzy po niebie umożliwia pewną nadmiarowość w kolorze i osiągnięcie efektu rozmytych smug, na których zorza jest zielona czy czerwona wzdłuż północnego horyzontu.
Wskazówki w celu ujrzenia zorzy:
– Jasna, bezchmurna noc,
– Ciemne miejsce bez zanieczyszczenia światłem,
– Skierowanie wzroku w stronę północnego horyzontu,
– Zachowaj ostrożność, gdyż aktywność geomagnetyczna może zakłócić nawigację satelitarną (GNSS)
|
|
ZORZA POLARNA
Zorza polarna (Aurora borealis, aurora australis) – zjawisko świetlne obserwowane w górnej atmosferze w pobliżu biegunów magnetycznych planety, które ma silne pole magnetyczne o charakterze dipolowym (dwubiegunowym). Na Ziemi zorze występują na wysokich szerokościach geograficznych, głównie za kołami podbiegunowymi, chociaż w sprzyjających warunkach bywają widoczne nawet w okolicach 50. równoleżnika. Zdarza się, że zorze polarne obserwowane są nawet w krajach śródziemnomorskich. Na półkuli północnej zorza jest określana łacińską nazwą Aurora borealis, a południowa zorza polarna nosi nazwę Aurora australis.
Kiedy i gdzie najlepiej szukać zorzy na północnej półkuli?
Polska jest położona na południe od naturalnego pasa zórz (Norwegia, Islandia, Grenlandia), do wystąpienia tam zorzy polarnej potrzebna jest ekstremalnie silna burza geomagnetyczna (Kp8-9+) – co bardzo rzadko się zdarza. Podczas umiarkowanych i silnych burz geomagnetycznych (Kp6–7), zorze sięgają północnej Islandii lub Wysp Owczych. Takie zorze mogą być u nas bardzo słabo widoczne, ponieważ występują na wysokich szerokościach geograficznych.
Słońce przechodzi cykl magnetyczny, którego czas trwania wynosi średnio 22 lata. Na ten dwudziestodwuletni cykl składają się dwa krótsze okresy, powszechnie znane jako cykle 11-letnie. Cykl magnetyczny Słońca to okres czasu w trakcie którego następuje przebudowa pola magnetycznego Słońca. Jeżeli początkowo północny biegun magnetyczny znajdował się na północnym biegunie Słońca, a południowy biegun magnetyczny na biegunie południowym Słońca to po przebudowie następuje zmiana biegunowości. Przebiegunowanie następuje zawsze w szczycie cyklu. Przed przebiegunowaniem następuje osłabienie pola magnetycznego, aż do jego zaniku, po czym wewnętrzne dynamo magnetyczne Słońca odtwarza pole magnetyczne, ale z przeciwną biegunowością. Na podstawie analizy pomiarów aktywności Słońca wynika, że pojedynczy cykl (pół cykl magnetyczny) może trwać od 7 do 17 lat.
Zdjęcia zórz a ich obserwacje gołym okiem
Zorze polarne (ang. Northern Lights) mogą dać piękny pokaz świateł nawet w Szkocji czy Północnej Anglii/Irlandii (o ile niebo jest czyste). Odległość od pasa zórz, zakłóconego dodatkowo przez zanieczyszczenie światłem lub zmierzch, oznacza, że mogą wystąpić trudności z wyraźnym dostrzeżeniem tego zjawiska, jako że jest ono znacznie jaśniejsze na zdjęciach niż widziane gołym okiem.
Zdjęcia zórz mogą wydawać się mało reprezentatywne w stosunku do tego, co widać gołym okiem z racji samej techniki wykonywania zdjęć. Przyczyna tego jest taka, że fotografujący używają tego samego sprzętu do robienia zdjęć obiektów oświetlonych światłem dziennym co do zórz czy Drogi Mlecznej (a więc obiektów ledwie widocznych przez człowieka).
To oznacza zazwyczaj użycie statywu i długiej ekspozycji – rzędu minut. Pomaga to doświetlić zdjęcie. Dodatkowo, powolny ruch zorzy po niebie umożliwia pewną nadmiarowość w kolorze i osiągnięcie efektu rozmytych smug, na których zorza jest zielona czy czerwona wzdłuż północnego horyzontu.
Wskazówki w celu ujrzenia zorzy:
– Jasna, bezchmurna noc,
– Ciemne miejsce bez zanieczyszczenia światłem,
– Skierowanie wzroku w stronę północnego horyzontu,
– Zachowaj ostrożność, gdyż aktywność geomagnetyczna może zakłócić nawigację satelitarną (GNSS)
Co jest źródłem pogody kosmicznej? Głównym czynnikiem pogody kosmicznej jest Słońce, które pomimo że jest oddalone o 150 milionów kilometrów, może wpływać na Ziemię i jej otoczenie. Słońce jest dynamicznym i złożonym ciałem niebieskim, które w sposób ciągły emituje promieniowanie, stały strumień cząstek znany jako wiatr słoneczny i jest generatorem potężnego pola magnetycznego, które rozciąga się w całym Układzie Słonecznym (międzyplanetarne pole magnetyczne, IMF) . Warunki na powierzchni Słońca i w jego koronie mogą powodować wiele zjawisk pogody kosmicznej, takich jak rozbłyski słoneczne, koronalne wyrzuty masy (CME), silnie przyspieszone strumienie protonów i jonów (SEP) i szybkie strumienie wiatru słonecznego (HSS), które powodują zmiany w otaczającej plazmie, polach magnetycznych, promieniowaniu, przepływach cząstek w przestrzeni kosmicznej oraz interakcji z magnetosferą ziemską. Oprócz Słońca, źródła pozasłoneczne takie jak Galaktyczne Promieniowanie Kosmiczne (GCR) mogą być uważane za element pogody kosmicznej, ponieważ zmieniają warunki środowiska kosmicznego w pobliżu Ziemi. Te wysokoenergetyczne cząstki pochodzą spoza naszego Układu Słonecznego z odległych galaktykach i mogły podróżować miliony lat, zanim do nas dotrą. Słońce przechodzi 11-letni cykl, w którym aktywność słoneczna wzrasta i maleje. Ten cykl ma odwrotny wpływ na strumienie GCR, przy czym największa liczba naładowanych cząstek dostaje się do naszego Układu Słonecznego podczas najniższych okresów aktywności słonecznej, znanych jako minimum słoneczne. Podobnie najniższy strumień GCR obserwuje się, gdy Słońce jest najbardziej aktywne, czyli w maksimum słonecznym.
Jaki jest wpływ pogody kosmicznej? Ziemskie pole magnetyczne zapewnia nam ochronę przed negatywnymi skutkami zdarzeń zachodzących w przestrzeni kosmicznej, a przede wszystkim przed zjawiskami zachodzącymi na Słońcu. Nie wszystkie negatywne skutki zostają wyeliminowane. Kiedy tak się dzieje, środowisko w pobliżu Ziemi może zostać zakłócone, a skutki tego zjawiska są odczuwalne w skali globalnej, a ten poziom zakłóceń jest jednym ze sposobów, w jaki możemy określić ilościowo wpływ pogody kosmicznej na Ziemię. Istnieje szeroki zakres skutków pogody kosmicznej, a gospodarka światowa obejmuje wiele sektorów, które mogą być nią dotknięte. Od telekomunikacji kosmicznej, nawigacji satelitarnej (Global Navigation Satellite Systems – GNSS), poprzez dystrybucję energii elektrycznej, łączność radiową wysokiej częstotliwości (HF), małe lotnictwo i bezzałogowe statki powietrzne (drony), zwłaszcza na dużych szerokościach geograficznych.
W przestrzeni kosmicznej satelity muszą zmagać się z niesprzyjającymi warunkami, które mogą powodować wiele różnych skutków. Statkom kosmicznym zagrażają cząstki o wysokiej energii, które mogą przenikać przez ich powierzchnię i osadzać ładunek wewnątrz, powodując anomalie operacyjne i uszkodzenia elektroniki pokładowej. Oprócz tego satelita może zostać otoczony plazmą o niższej energii, która powoduje nagromadzenie ładunku na jego powierzchni, co może ostatecznie doprowadzić do pogorszenia jego wydajności, niezawodności i żywotności. Zwiększone promieniowanie związane z pogodą kosmiczną stwarza większe zagrożenie dla zdrowia astronautów uczestniczących w załogowych misjach kosmicznych, a wzrost promieniowania na wysokości przelotu samolotów może wpływać na pracę urządzeń pokładowych. Zmiany w górnych warstwach atmosfery ziemskiej (jonosfera) podczas burz geomagnetycznych i erupcji słonecznych zakłócają komunikację radiową HF i GNSS, a na powierzchni Ziemi indukowane są silne prądy wirowe zakłócające dystrybucję energii w sieciach przesyłowych i przyczyniają się do korozji rurociągów.
Słońce jest stałym źródłem strumienia cząsteczek a wpływ aktywności słonecznej jest bardziej widoczny w miarę, jak ludzkość bardziej polega na osiągnięciach technologii. Rozbłyski (flary) słoneczne mogą powodować zakłócenia na falach radiowych wysokiej częstości (ang. High Frequency, HF) i sprawiają, że w pracy satelitów GNSS pojawiają się błędy. Najsilniejsze koronalne wyrzuty materii (ang. Coronal Mass Ejection, CME) mogą zagrozić sieciom energetycznym. Dlatego też prognoza pogody kosmicznej jest kluczowa dla wojska, przemysłu elektrycznego, operatorów satelitów czy przemysłu lotniczego. Szereg zjawisk pogody kosmicznej, jak np. burze geomagnetyczne, mogą powodować przerwanie funkcjonowania technologii codziennego użytku (GNSS, HF), jak również wpływać na istotne elementy infrastruktury (transport lotniczy, sieci przesyłowe ropy naftowej i gazociągi). Z kolei rozbłyski promieniowania słonecznego mogą powodować niebezpieczne natężenie promieniowania dla astronautów oraz, w poważnych przypadkach, pasażerów linii lotniczych osiągających wysoki pułap lotu.
Opracowano na podstawie:
https://www.swpc.noaa.gov/noaa-scales-explanation
https://www.metoffice.gov.uk/weather/learn-about/space-weather/auroras
„Wiedza o środowisku kosmicznym", T. Ondoh i K. Marubashi (red. nauk.), Wydawnictwo CBK PAN, Warszawa 2007
https://www.polskiastrobloger.pl
Monitoring korony słonecznej
 |
 |
Zdjęcie lewe przedstawia aktualny obraz Słońca w świetle widzialnym (odpowiada to temperaturze 4500-6000 K). Dane pochodzą z kosmicznego Obserwatorium Dynamiki Słońca (Solar Dynamics Observatory, SDO, i zostały wykonane przy pomocy urządzenia HMI (Helioseismic and Magnetic Imager). Widoczna na obrazach warstwa słońca nazywa się fotosferą i to właśnie ją widzimy na co dzień. Obserwując tarczę Słońca w świetle widzialnym można zauważyć również efekt pociemnienia brzegowego. Ze względu na to, że patrząc na środek Słońca widzimy głębsze i gorętsze warstwy fotosfery, obserwowane obszary wydają się jaśniejsze. Patrząc na brzeg tarczy słonecznej spoglądamy jedynie na zewnętrzne, chłodniejsze warstwy, które wydają się być ciemniejsze. Widoczne ciemne punkty to tak zwane plamy słoneczne. Są to regiony fotosfery o nieco niższej, choć wciąż bardzo wysokiej temperaturze, za to o zdecydowanie silniejszym polu magnetycznym. Wyglądają one na czarne, przez kontrast temperatur plam i otaczającej je gorącej fotosfery. Plamy często dobierają się w pary o przeciwnej biegunowości lub tworzą większe grupy. Zdjęcie dolne (magnetogram) przedstawia rozkład pola magnetycznego na Słońcu. Regiony zabarwione na biało to regiony „północne” (poruszające się do obserwatora), zaś te na czarno to regiony „południowe” (poruszają się od obserwatora). Ilość plam na słońcu świadczy o aktywności naszej gwiazdy: im więcej plam, tym większa aktywność. W ciągu jedenastoletniego cyklu słonecznego, plamy pojawiają się początkowo bliżej biegunów, aby z czasem, wraz z rozwojem cyklu, pojawiać się coraz bliżej równika.
Aktualne zdjęcie Słońca będące kombinacją obserwacji wykonanych w filtrach 193 Å, 335 Å i 94 Å. Å (Angstrem) jest jednostką długości typowo stosowaną w astronomii, odpowiadającą 1e-10 m lub inaczej 1/10 nanometra. Wszystkie powyższe długości fal odpowiadają liniom emisyjnym żelaza w różnych stopniach jonizacji (odpowiednio 11 i 23krotnie, 15krotnie i 17krotnie). Linie te znajdują się w dalekim ultrafiolecie, i są niewidoczne dla ludzkiego oka. Obszary atmosfery słońca, widoczne w tych długościach fal, mają temperatury od jednego do nawet 20 milionów °C. Obserwacje korony słonecznej w tych pasmach służą do badania mechanizmów grzania korony słonecznej, procesów transportujących energię z fotosfery do korony słonecznej, oraz gwałtownych zjawisk, takich jak rozbłyski czy koronalne wyrzuty masy. Zdjęcie zostało wykonane za pomocą teleskopu EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) , znajdującego się na pokładzie satelity SOHO.
Aktualne zdjęcie korony słonecznej wykonane przy pomocy Koronografu LASCO C3, znajdującego się na pokładzie satelity SOHO. Jest to najbardziej zewnętrzna część atmosfery słońca, wznosząca się na wysokość rzędu miliona km nad fotosferą. W normalnych warunkach korona słoneczna nie jest możliwa do zaobserwowania gołym okiem. Koronografy posiadają przesłonę na tarczę słoneczną nazywaną „sztucznym księżycem” (widoczna gładka część na środku rysunku), która blokuje światło dochodzące z fotosfery, symulując warunki panujące podczas całkowitego zaćmienia. Bez użycia specjalistycznego sprzętu, całkowite zaćmienie jest jedyną okazją do obserwacji korony słonecznej w naturalnych warunkach. Korona słoneczna to bardzo gorący i jednocześnie bardzo rzadki obszar atmosfery Słońca. Temperatury w tym regionie przekraczają 2 mln °C, przy jednoczesnej gęstości materii rzędu 2e−14 kg/m3. To właśnie przez tak niewielką gęstość, porównywalną z wytworzoną laboratoryjnie na Ziemi próżnią bardzo wysoką, korona jest niemożliwa do zaobserwowania w zwykły sposób, mimo ogromnych temperatur w niej panujących.
Materiały dodatkowe z #AkademiaCMM:
Pole magnetyczne Ziemi i zjawiska zorzowe
Starożytna wersja pogody kosmicznej
Pogoda kosmiczna i jej znaczenie dla ziemskiego ekosystemu
Zaawansowane metody obserwacji pogody kosmicznej
Strona została opracowana przez zespół w składzie: Figurski M. (Kierownik projektu), Duniec G, Grzelczyk M., Kolonko M., Przyłuski R., Nykiel G., Gruszczyńska M., Droździoł R., Wieczorek J..