Досліджуємо сонячну активність

математична

здатність застосовувати математичні методи для опису, дослідження фізичних явищ і процесів; інтерпретація результатів досліджень.

природнича

вміння пояснювати природні явища, досліджувати природу, оцінювати значення астрономії та технологій для формування цілісної картини світу

інформаційно-цифрова –

використання сучасних цифрових технології і пристроїв для вивчення фізичних явищ, для обробки результатів експериментів, моделювання фізичних явищ і процесів

ініціативність та підприємливість

уміння застосовувати власні знання для генерування ідей та ініціатив щодо проєктної діяльності, конструкторської та винахідницької діяльності

обізнаність і самовираження

використання знань з фізики, астрономії та інформатики під час реалізації творчих ідей

№

Завдання

Коментар вчителя,

вказівки для виконання завдань

Компете-

нтності

1.1

Ознайомитись з функціоналом домашньої сторінки порталу SOHO

Потрібно активувати зображення (піктограму) з написом THE SUN NOW; знайти зображення Сонця під написом SDO/HMI Continuum, для завантаження архіву (ряду зображень фотосфери Сонця), активуємо напис More 512x512 під цим зображенням.

1.2

Завантажити зображення Сонця на вказану дату.

Знайти в архіві зображення фотосфери Сонця на вказану дату, натиснути на нього лівою клавішею миші та збільшити; зберегти зображення собі на робочий стіл; (Примітка! Якщо зображення фотосфери Сонця матиме невеликі розміри і буде важко його роздивитися, то повернутися до попередньої сторінки і активувати саме зображення іконки, потім ще раз натиснути на фотографію і завантажити її).

1.3

Визначити розмір сонячної плями

Щоб визначити лінійні розміри плями, потрібно: виміряти на екрані діаметр диска фотосфери Сонця та розміри 2-3 плям. Радіус Сонця 696000 км, скласти співвідношення і визначити лінійні розміри.

Приклад виконання:

Спочатку обираємо пляму на Сонці. Вимірюємо лінійкою її ширину і переводимо значення у кілометри.

Складаємо умову задачі.

Радіус Сонця 696000 км, а на екрані монітора він займає відстань 11см, тобто (якщо перевести у мм) це буде 110 мм. Ширина плями, за вимірами лінійки становить 1мм. Складемо пропорцію:

696000 км – 110мм

х, км – 1 мм

Звідси,

Зробити подібні розрахунки для декількох плям.

1.4

Визначити напрям обертання Сонця

Для цього необхідно ще раз повернутися до пункту (1.2) і, відкривши сторінку із зображеннями Сонця, опуститися вниз. А далі, вибравши певну групу плям, прослідкувати, як вони переміщуватимуться на поверхні зорі протягом доби. Зробити відповідні спостереження.

№

Завдання

Коментар вчителя,

вказівки для виконання завдань

Компете-

нтності

2.1

Визначити число Вольфа на вказану дату

Одними  з найпотужніших проявів сонячної активності – є сонячні спалахи. Вони виникають у нейтральних зонах між плямами, що мають протилежні полярності.

Число  Вольфа – характеризує відносне число сонячних плям.

, де g – число груп плям, f – загальне число плям,

k – коефіцієнт пропорційності для зведення до єдиної системи результатів спостережень різних обсерваторій (К=1).

2.2

Порівняти розраховане число Вольфа з прогнозованим на графіку

На порталі SOHO активуємо іконку з написом ESTIMATED KP. Коли відкриється сторінка SPACE WEATHER PREDICTION CENTER, опуститися донизу та знайти графік з назвою ISES Solar Cycle Sunspot Progression – графік зміни чисел Вольфа за останні роки. По вісі ординат відкладають числа Вольфа, по вісі абсцис – роки від 2008 до 2020, копіюємо графік на робочий стіл, розглядаємо зображення. Робимо висновки.

2.3

Визначити значення радіаційного потоку

Активуємо графік з назвою ISES Solar Cycle F10,7 cm Radio Flux Progression – графік залежності потоку радіовипромінювання Сонця на довжині хвилі 10,7 см за останні роки. По вісі ординат відкладають інтенсивність радіовипромінювання Сонця на довжині хвилі 10,7 см, по вісі абсцис – роки від 2008 до 2023. Аналізуємо криву.

2.4

Визначити планетарний індекс

Відкрити графік з назвою AP PROGRESSION та зробити аналіз даних.

Ap — планетарний індекс отриманий на основі середніх даних із станцій розташованих по всьому світу. Це – щоденний індекс геомагнітної активності, отриманий як середнє число із восьми трьохгодинних значень, вимірюється в одиницях напруженості магнітного поля нТл — нанотеслах і характеризує змінність магнітного поля Землі в даній точці простору.

№

Завдання

Коментар вчителя,

вказівки для виконання завдань

Компете-

нтності

3.1

Проаналізувати КР-індекс

Розглядаємо діаграму  SPACE WEATHER OVERVIEW. Робимо аналіз геомагнітної активності за графіком KP Indeks.

K-індекс — це відхилення магнітного поля Землі від норми протягом трьохгодинного інтервалу. Індекс був введений Дж. Бартельсом в 1938 г. і представляє собою значення від 0 до 9 для кожного трьохгодинного інтервалу (0-3, 3-6, 6-9 і т. д.) світового часу. Kp-індекс — це планетарний індекс. Kp вираховується як середнє значення К-індексів, визначених на 13 геомагнітних обсерваторіях, розташованих між 44⁰ і 60⁰ градусами північної і південної геомагнітних широт.
Якісний стан магнітного поля в залежності від Кp-індекса: Kp ≤ 2 — спокійне;
Kp = 2, 3 — слабкозбурене;
Kp = 4 — збурене;
Kp = 5, 6 — магнітна буря;
Kp ≥ 7 — сильна магнітна буря. Зробіть висновки.

3.2

Розглянути інтенсивність полярного сяйва

Запустити анімацію активності полярних сяйв на цій же сторінці Geospace. AURORA RORECAST або ж Ознайомитись з матеріалом  інформаційного ресурсу http://www.aurora-service.eu/aurora-forecast/

Розглянути її (анімацію можна зробити на весь екран, активувавши зображення мишкою) та зробити висновок про найбільшу активність, вказати територію найбільшого прояву полярного сяйва в даний момент).

Яким чином утворюється полярне сяйво? (фізична складова явища)

№

Завдання

Коментар вчителя,

вказівки для виконання завдань

Компе-

тентності

4.1

Зробити аналіз магнітограми зорі

Активувати піктограму з написом THE SUN NOW та знайти зображення Сонця під написом SDO/HMI Magnitogram; натиснути на зображення, щоб його збільшити. Завантажити, зберегти на робочому столі зображення, розглянути його. Знайти біполярні групи плям та оцінити їх. Положення плям залежить від фази циклу активності. Напруженість магнітного поля у більшості плям дорівнює 1000-2000 Е, у деяких випадках сягає 4500 Е. Поле ведучої і хвостової плями завжди має полярність. Тому такі групи називають біполярними. Поля головних плям з північної і південної півкулі Сонця мають різну полярність. Знак поля головних плям співпадає з знаком глобального поля півкулі.

4.2

Дослідити хромосферу Сонця

Розглянути спектрогеліограму Сонця в лінії H_a. Знайти хромосферні факели, флокули, протуберанці. Активувати посилання: https://gong2.nso.edu/products/tableView/table.php?configFile=configs/hAlpha.cfg

Завантажити зображення Сонця на екран, розглянути його та зробити висновки.

Зони підвищеної яскравості у фотосфері називають факели (факельні поля), що локалізовані навколо сонячних плям. Іноді факели з’являються раніше, ніж утворюється пляма, передвіщаючи таким чином її появу, і зберігаючись протягом декількох десятків днів після того, як плями зникли.

Гарячі і яскраві ділянки в хромосфері, які перебувають безпосередньо над фотосферними фалеками, названо флокулами.

Своєрідні викиди речовини названо протуберанцями. Їх довжина сягає до 200000 км, товщина – декількох тисяч кілометрів. Температура 6000-8000 К. Завдяки їм відбувається обмін речовиною між хромосферою і короною

4.3

Розглянути утворення в сонячній короні

Знайти зображення Сонця під написом EIT 304, натиснути на зображення, щоб його збільшити. Завантажити архів, зберегти на робочому столі зображення, розглянути його. Написати, чи наявні протуберанці і корональні діри.

Корональні діри утворюються в короні і є джерелом швидких потоків речовини у сонячному вітрі.

Розгляньте зображення корони Сонця і позначте ймовірні ділянки викиду сонячної речовини.

http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/c2/512