Wszystkie zaprezentowane poniżej obrazy Słońca są pobierane w momencie otworzenia strony z różnych obserwatoriów na świecie i przedstawiają bieżące dane!. Niektóre obrazy zmieniają się raz dziennie, inne, jak te robione z pokładów satelitów, co kilka minut, nawet kiedy u nas jest noc. Strona odświeża się samoczynnie co 10 minut zapewniając zawsze aktualne informacje.
Przedstawione obrazy są miniaturkami zdjęć. Po kliknięciu na nie można przywołać pełnowymiarowe zdjęcia. Dołączone są również łącza do filmów w postaci mpg, obrazujących zmiany promieniowania Słońca w przeciągu ostatnich dni. Jeden obrót Słońca trwa ok. 27 dni.
Fotosfera i plamy
Słońce jest obiektem niezwykle dynamicznym. Związane jest to z ruchami gazu i z polem magnetycznym, które wynurzając się z wnętrza do fotosfery jest źródłem szeregu obserwowanych zjawisk, związanych z aktywnością słoneczną. Najłatwiej rozpoznawalne z nich są plamy słoneczne.
 Światło
widzialne
Zdjęcie Słońca w świetle widzialnym przedstawia fotosferę i plamy słoneczne. Fotografia została wykonana przez The Mess White Light Telescope w Obserwatorium Big Bear w Kalifornii. | Obszary aktywne 
Mapa aktywnych obszarów rysowana jest z informacji umieszczonych w Solar Region Report przygotowywanych przez Space Environment Center. Mapę opracowuje Uniwersytet na Hawajach. |
 |
Liczba plam
Z lewej strony przedstawiona jest na wykresie liczba Wolfa plam słonecznych. Cienka niebieska linia przedstawia średnią liczbę plam w poszczególnych miesiącach, a gruba linia powstała z wygładzenia danych. Z prawej strony wykreślone są przewidywane liczby plam: maksymalne, minimalne i średnie. Dane pochodzą z Space Environement Center |
Liczba plam Wolfa i aktywność słoneczna w bieżącym miesiącu (kolumna danych "sunspot number"): http://www.sec.noaa.gov/ftpdir/latest/DSD.txt oraz dzisiaj, na stronie: http://www.spaceweather.com/
Poniższe obrazy pokazują aktywne obszary związane z protuberancjami, dziurami koronalnymi oraz arkadami pętli magnetycznych.
 SOHO 30.4 nm
Na zdjęciu zrobionym w filtrze o długości fali 30.4 nm widoczna jest górna chromosfera Słońca w temperaturze 60000-80000 K. Zdjęcie zostało wykonane przez Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT) umieszczonym na satelicie SOHO. | H-alfa 
H-alfa to wąska linia emisyjna odpowiadająca czerwonemu światłu emitowanemu przez wodór (656.3 nm). Linia ta powstaje w chromosferze, czyli w warstwie nad fotosferą. Obserwacje w tej linii pokazują rozbłyski słoneczne. Obrazek pochodzi z Obserwatorium Big Bear. |
Promienie X
Zdjęcie przedstawia Słońce w tzw. miękkim promieniowaniu X (niskoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie). Instrument SXT (The Soft X-ray teleskop) umieszczony na pokładzie satelity YOHKOH. Obecnie NASA straciła kontakt z tym satelitą, ale jest już następny, wykonujący zdjęcia rentgenowskie Słońca, choć jeszcze w fazie testów. | SOHO 17.1 nm 
Emisja w linii żelaza FE IX/X (17.1nm- 171A) pokazuje bardzo gorący gaz ok. 1 mln kelwinów w koronie słonecznej. Zdjęcie zrobione przez instrument EIT umieszczony na satelicie SOHO. |
 SOHO 19.5 nm
Emisja w linii żelaza XII 195A(19.5nm) pokazuje koronalną plazmę w temperaturze 1.5 miliona K. Zdjęcie zrobione przez instrument EIT umieszczony na satelicie SOHO. | SOHO 28.4 nm 
Zdjęcie w linii żelaza Fe XV, 284A(28.4nm) przedstawia koronę w temperaturze 2 milionów kelwinów. Zdjęcie zrobione instrumentem EIT umieszczonym na pokładzie satelity SOHO. |
 |
Emisja radiowa Słońca na 10 częstotliwościach w zakresie decymetrowym. Wykresy przedstawiają
strumień na podanych częstotliwościach w jednostkach słonecznych SU [SU = Dane pochodzą z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego w Krakowie. |
|---|
Wyrzucana nieustannie przez Słońce materia dociera do Ziemi w postaci wiatru słonecznego. Wpływa ona na naszą magnetosferę. W okresie wzmożonej aktywności zwiększa się prędkość i tempo wypływu wiatru słonecznego.
| Wyrzuty
koronalne
|
Aby zobaczyć słabiutką koronę słoneczną trzeba zasłonić silne światło
pochodzące z tarczy Słońca, podobnie jak to się dzieje w momencie słonecznego zaćmienia.
Teleskop, który tego dokonuje nazywa się koronografem. Zdjęcie z koronografu Large
Angle Spectroscopic Coronograph (LASCO) przedstawione jest obok. Światło z fotosfery jest
rozpraszane na elektronach wyrzucanych ze Słońca. Możemy przez to obserwować miliony ton
materii słonecznej wyrzucanych w przestrzeń międzyplanetarną jako wiatr słoneczny. Często
widoczne są większe skupiska materii - wyrzuty koronalne. Koronograf umożliwia również
obserwacje nieba w okolicy aktualnej pozycji Słońca, czasami widoczne są komety.
Korona słoneczna kryje wiele zagadek: nie wiadomo dokładnie w jaki sposób korona jest "grzana" do obserwowanej temperatury milionów stopni i jak przyśpieszany jest wiatr słoneczny. Obraz wykonany instrumentem LASCO umieszczonym na satelicie SOHO. |
|||||||||
|
Te dane przedstawiają aktualne parametry wiatru słonecznego: jego prędkość i ciśnienie dynamiczne. Przedstawiona jest również składowa Bz ziemskiego pola magnetycznego. Wejście strzałek w rejony koloru żółtego i szczególnie czerwonego oznacza podwyższenie aktywności słonecznej i zwiększenie jej wpływu na ziemską magnetosferę. |
Wiatr słoneczny
Dlaczego składowa Bz jest ważna? Pokazuje ona składową pola magnetycznego wzdłuż kierunku osi ziemskiej. Jeżeli pole magnetyczne skierowane jest na północ wówczas strzałka przyjmuje pozycje na północ od równika (N), jeżeli za na południe to strzałka jest w części południowej (S). Jeżeli kierunek pola magnetycznego jest południowy, to wówczas wzrasta aktywność geomagnetyczna. Wtedy pole magnetyczne ze Słońca ma kierunek przeciwny do ziemskiego pola magnetycznego. rośnie prędkość wiatru i ciśnienie dynamiczne. Dane pochodzą z satelity ACE kontrolowanego przez NASA. Są to dane uśrednione z ostatnich 15 minut. Brak strzałek oznacza chwilowy brak danych.
|
Silna aktywność słoneczna niesie za sobą nasilenie zórz polarnych na Ziemi, wystąpienie burz magnetycznych w naszej magnetosferze i związane z tym trudności w komunikacji radiowej.
| Jaki dzisiaj jest strumień promieniowania X?
|
Monitoring promieniowania X
Gorące warstwy korony słonecznej promieniują w zakresie rentgenowskim. Dane o tym promieniowaniu są co 5 minut przesyłane z satelitów GEOS 8 i GEOS 10 i analizowane. Poziom aktywności Słońca jest następnie przedstawiany za pomocą pięciu różnych stanów:
|
| Jakie są warunki geomagnetyczne dzisiaj ?
|
Monitoring geomagnetyczny
Aktywne Słońce wysyła silniejszy wiatr słoneczny, który oddziaływując z ziemskim polem magnetycznym powoduje jego zaburzenia. Z pomiarów ziemskiego pola magnetycznego wyliczany jest tzw. indeks Kp, który mierzy zaburzenie pola.
Monitoring wizualizowany na podstawie NOAA Space Environment Cente. |
|  |
Zorza polarna
Rysunek obok przedstawia aktualną pozycję zorzy polarnej na północnej półkuli Ziemi. Czerwona strzałka wskazuje południk nad którym jest obecnie Słońce. Poziom aktywności zorzy jest obrazowany przez odpowiednie kolory. Są one proporcjonalne do strumienia mocy zarejestrowanego przez satelitę POES (skala od 0 do 10 erg cm-2 s-1). Dane te otrzymano z ostatniego przejścia przez biegun satelity NOAA POES i są aktualizowane co 10 min. |
|---|
