Slnko - popis, známe parametre.

Tabuľka solárnych parametrov:

Naše Slnko je normálna hviezda G2, jedna z viac ako 100 miliárd hviezd v našej galaxii.

Slnko je zďaleka najväčším objektom v slnečnej sústave. Obsahuje viac ako 99,8 % celkovej hmotnosti Slnečnej sústavy (Jupiter obsahuje viac ako iné planéty).

Často hovoríme, že Slnko je „obyčajná“ hviezda. Je to pravda v tom zmysle, že je veľa iných hviezd ako on. Stále je však veľa menších hviezd a sú tu aj oveľa väčšie. Ak sú všetky hviezdy usporiadané postupne podľa hmotnosti od najväčšej po najmenšiu, potom Slnko vstúpi do prvých 10% všetkých hviezd. Priemerná hmotnosť hviezd v našej galaxii je pravdepodobne menšia ako polovica hmotnosti Slnka.

Slnko sa odráža v mnohých mytológiách: Gréci ho nazývali Helios a Rimania Sol.

Slnko v súčasnosti tvorí asi 70 % hmotnosti vodíka a 28 % hélia, všetky ostatné prvky, väčšinou kovy, tvoria menej ako 2 % hmotnosti Slnka. Zloženie Slnka sa v priebehu času pomaly mení, pretože Slnko vo svojom jadre premieňa vodík na hélium.

Vonkajšie vrstvy majú diferencovanú rotáciu: na rovníku vykoná povrch jednu otáčku každých 25,4 dňa, v blízkosti pólov za približne 36 dní. Toto zvláštne správanie je spôsobené tým, že Slnko nie je pevné teleso, ako na Zemi. Podobné účinky sú pozorované na plynných planétach Slnečnej sústavy. Diferenciálna rotácia sa tiež rozprestiera nadol do vnútra Slnka, ale jadro Slnka sa otáča ako tuhé teleso.

Jadro je s najväčšou pravdepodobnosťou 25% polomeru Slnka. Teplota jadra je 15600000 stupňov Kelvina a tlak je 250 000 000 000 atmosfér. V strede jadra je hustota Slnka 150-krát väčšia ako hustota vody.

Energetická kapacita Slnka je asi 386 000 000 000 miliárd MW. Každú sekundu sa asi 700 000 000 ton vodíka premení na 695 000 000 ton hélia a 5 000 000 ton látky (= 3,86e33 erg) sa uvoľní ako energia gama žiarenia.

Povrch Slnka, nazývaný fotosféra, má povrchovú teplotu asi 5800 K. Teplota na slnečných škvrnách je len 3800 K (v porovnaní s okolitými oblasťami Slnka sa javia ako tmavé). Slnečné škvrny môžu mať priemer až 50 000 km. Slnečné škvrny sú spôsobené zložitou a ešte nie úplne pochopenou interakciou s magnetickým poľom Slnka.

Nad povrchom Slnka leží chromosféra.

Veľmi tenká oblasť nad chromosférou, nazývaná koróna, sa rozprestiera na milióny kilometrov vo vesmíre, ale je viditeľná iba počas úplného zatmenia Slnka. Teplota koróny je viac ako 1 000 000 K.

Zhodou okolností majú Mesiac a Slnko rovnakú uhlovú veľkosť pri pohľade zo Zeme. Zatmenie Slnka sa vyskytuje raz alebo dvakrát do roka v určitých oblastiach Zeme.

Magnetické pole Slnka je veľmi silné a zložité a magnetosféra Slnka (známa aj ako heliosféra) siaha ďaleko za obežnú dráhu Pluta.

Okrem tepla a svetla Slnko vyžaruje prúd nabitých častíc (väčšinou protónov a elektrónov) známych ako slnečný vietor, ktorý sa pohybuje po slnečnej sústave rýchlosťou 450 km/s.

Nedávne údaje zo sondy Ulysses ukazujú, že počas minima slnečného cyklu sa slnečný vietor vyžarovaný z polárnych pólov pohybuje rýchlosťou 750 kilometrov za sekundu, čo je polovica rýchlosti slnečného vetra vyžarovaného na rovníku.

Zdá sa, že zloženie slnečného vetra sa líši aj v polárnych oblastiach. Počas slnečného maxima sa však slnečný vietor pohybuje strednou rýchlosťou.

Slnečný vietor má veľký vplyv na chvosty komét a dokonca má citeľný vplyv aj na trajektórie kozmických lodí.

Vek Slnka je asi 4,5 miliardy rokov. Od svojho zrodu už spotreboval asi polovicu vodíka vo svojom jadre. Bude vyžarovať teplo ešte ďalších 5 miliárd rokov. Nakoniec mu však dôjde vodíkové palivo.

class="part1">

Podrobnosti:

Čo hovorí veda o Slnku?

© Vladimír Kalanov
Poznanie je moc

Všeobecné informácie o Slnku

Centrálna hviezda, ktorá dominuje Slnečnej sústave. A hoci má pre náš planetárny systém veľký význam, v univerzálnom meradle má toto svietidlo priemerné fyzikálne vlastnosti porovnateľné s trpasličou hviezdou. Slnko je obrovská guľa plazmy (čiže ionizovaného plynu) pozostávajúca hlavne z vodíka a hélia. Štruktúra Slnka, známa ako z pozorovaní, tak aj ako výsledok konštrukcie teoretických modelov, je vrstvená. V strede je jadro, v ktorom prebiehajú termonukleárne reťazové reakcie. Okolo jadra sú umiestnené zóny kruhovej konvekcie a prenosu žiarenia. Najvzdialenejšia zóna je fotosféra, chromosféra a koróna.

Vzdialenosť od Zeme k Slnku je takmer 150 miliónov kilometrov. Je ľahké zapísať toto číslo, ale je ťažké si predstaviť takú veľkú vzdialenosť. Svetlo sa v prírode šíri najrýchlejšie. Ide rýchlosťou 300 tisíc km/s. Za jednu sekundu môže svetlo obletieť Zem takmer osemkrát. Svetlu pri takejto obrovskej rýchlosti stále trvá viac ako osem minút, kým sa k nám dostane zo Slnka. Na oblohe pozorujeme Slnko v podobe relatívne malého kotúča. Keď poznáme vzdialenosť od nás k Slnku a uhol, pod ktorým je disk Slnka viditeľný, môžeme vypočítať jeho skutočný priemer. Priemer Slnka je 109-krát väčší ako priemer zemegule. Aby sa guľa rovnala objemu ako Slnko, musíte si vziať 1301000 gule ako naša Zem. Predstavte si veľký melón a zrnko prosa - to vám dá predstavu o porovnateľných veľkostiach Slnka a našej planéty. Štúdiom pohybu planét pod vplyvom gravitácie Slnka astronómovia určili hmotnosť Slnka. Bola skoro 333 400-násobok hmotnosti Zeme. Porovnajte toto číslo s číslom 1301000, ktoré predstavuje objem Slnka v porovnaní s objemom Zeme. Toto ukazuje Slnko pozostáva z hmoty takmer 4-krát menšej ako Zem. Priemerná hustota Zeme vo vzťahu k vode je 5,5 a Slnko 1,4, a napriek tomu je hmotnosť Slnka extrémne veľká. Aj keď vezmeme všetky planéty spolu s ich satelitmi, ukáže sa, že ich celková hmotnosť je takmer 750-krát menšia ako hmotnosť samotného Slnka. Zo Slnka prijímame veľa tepla a svetla. A keďže vieme, aká je od nás veľká vzdialenosť, môžeme usúdiť, aké horúce to musí byť. V skutočnosti platí, že čím vyššia je telesná teplota, tým viac sa zahrieva, tým je jasnejšie. Slnko je jasnejšie ako elektrický oblúk, ktorý ako prvý objavil a opísal ruský fyzik V.V. Petrov. Ale teplota elektrického oblúka dosahuje 3500 ° a všetky látky pri tejto teplote sa nielen topia, ale tiež sa menia na paru (plyn). Teplota Slnka je ešte vyššia. Vedci to dokázali určiť teplota na povrchu Slnka dosahuje 6000°. Kvôli takej vysokej teplote nemôže byť Slnko ani v pevnom, ani v tekutom stave. Slnko je obrovská guľa pozostávajúca z horúcich plynov, v strede ktorej teplota dosahuje 20 miliónov stupňov. Horúce slnečné plyny sú v neustálom pohybe.

Slnko je ako hviezda

Slnko je obyčajná hviezda G2, jedna z viac ako 100 miliárd hviezd v našej Galaxii.. Slnko je najväčším objektom v slnečnej sústave, obsahuje 99,8 % hmotnosti celej slnečnej sústavy (väčšina zostávajúcej hmoty je v ). Dnes tvorí 75 % hmotnosti Slnka vodík a 25 % hélium (podľa počtu atómov – 92,1 % vodíka a 7,8 % hélia), zvyšné prvky tvoria len 0,1 %. Tento pomer sa pomaly mení v dôsledku premeny vodíka na hélium v ​​jadre. Vonkajšie vrstvy Slnka sa cyklicky posúvajú: v blízkosti rovníka sa otáčajú každých 25,4 dňa; v blízkosti pólu - za 36 dní. Táto nerovnomerná rotácia je spôsobená tým, že Slnko nie je pevné teleso ako Zem. Podobné účinky boli pozorované na plynných planétach. Diferenciálna rotácia siaha hlboko do vnútorných vrstiev Slnka, ale jadro sa otáča ako tuhé teleso. Podmienky v jadre Slnka (približne 25 % polomeru) sú kritické: teploty sú 15,6 milióna Kelvinov, tlak - 250 miliárd atmosfér. Jadrový plyn je stlačený na hustotu 150-krát väčšiu ako hustota vody. Energia vyžarovaná Slnkom rýchlosťou 3,86 * 10 33 erg/s, alebo 386 miliárd miliárd megawattov, je produkovaná reakciami jadrovej fúzie, ktoré v ňom prebiehajú. Každú sekundu sa približne 700 miliónov ton vodíka premení na 695 miliónov ton hélia a 5 miliónov ton (= 3,86*10 33 erg) energie vo forme gama žiarenia. Keď táto energia putuje z jadra na povrch, je neustále absorbovaná a znovu vyžarovaná pri stále nižších teplotách, takže keď sa dostane na povrch, je vyžarovaná predovšetkým ako viditeľné svetlo. Posledných 20% cesty na povrch sa energia prenáša viac prúdením ako žiarením. Teplota povrchu Slnka, nazývaného fotosféra, je približne 5800 Kelvinov. Slnečné škvrny sú „studené“ oblasti s teplotou 3800 Kelvinov. Tmavé sa javia len preto, že sú obklopené oblasťami s oveľa vyššou teplotou. Slnečné škvrny môžu byť veľmi veľké - viac ako 50 000 km v priemere. Spôsobujú ich zložité a zatiaľ nie veľmi dobre pochopené interakcie magnetického poľa Slnka. Nad fotosférou je malá oblasť nazývaná chromosféra. Veľmi jemná oblasť nad chromosférou, nazývaná koróna, siaha milióny kilometrov do vesmíru a je viditeľná iba počas zatmení. Teplota koróny je viac ako 1 000 000 Kelvinov. Magnetické pole Slnka je veľmi silné (podľa pozemských štandardov) a veľmi zložité. Toto je magnetosféra alebo heliosféra siahajúca za obežnú dráhu Pluta. Slnko okrem tepla a svetla vyžaruje aj prúd nabitých častíc (zvyčajne elektrónov a protónov) tzv. slnečný vietor, ktorý sa šíri slnečnou sústavou rýchlosťou približne 450 km/s. Slnečný vietor a ďalšie častice s oveľa vyššou energiou emitované slnečnými erupciami môžu na Zemi spôsobiť účinky od oscilácií elektrického vedenia a rádiového rušenia až po polárnu žiaru.

Nedávne údaje zo sondy Ulysses ukazujú, že prúdenie slnečného vetra z polárnych oblastí dosahuje rýchlosť 750 kilometrov za sekundu, čo je takmer dvojnásobok rýchlosti prúdenia z nižších zemepisných šírok. Zloženie slnečného vetra sa tiež líši v rôznych oblastiach (pozostáva z protónov, elektrónov, alfa častíc, kyslíkových iónov, kremíka, síry, železa a niektorých ďalších prvkov.)

Monitorovanie Slnka v reálnom čase vesmírnym observatóriom SOHO.

Slnečná aktivita nie je konštantná. V druhej polovici 17. storočia nastalo obdobie veľmi nízkej aktivity slnečných škvŕn, ktoré sa zhodovalo s abnormálne chladným obdobím v severnej Európe, niekedy nazývaným aj malá doba ľadová. Od vzniku Slnečnej sústavy sa radiácia zo Slnka zvýšila asi o 40 %. Vek Slnka je približne 4,5 miliardy rokov. Procesy prebiehajúce v ňom od narodenia vyčerpali približne polovicu vodíka obsiahnutého v jadre. Bude „pokojne“ vyžarovať približne 5-7 miliárd rokov. Nakoniec sa však vodíkové palivo vyčerpá.

Spektrálna analýza slnečných lúčov ukázala, že naša hviezda obsahuje najviac vodíka (73 % hmotnosti hviezdy) a hélia (25 %). Zvyšné prvky (železo, kyslík, nikel, dusík, kremík, síra, uhlík, horčík, neón, chróm, vápnik, sodík) tvoria len 2 %. Všetky látky objavené na Slnku sa nachádzajú na Zemi a na iných planétach, čo naznačuje ich spoločný pôvod. Priemerná hustota hmoty Slnka je 1,4 g/cm3.

Ako sa študuje Slnko

Slnko je „“ s mnohými vrstvami, ktoré majú rôzne zloženie a hustotu a prebiehajú v nich rôzne procesy. Pozorovanie hviezdy v spektre, ktoré je ľudskému oku známe, je nemožné, ale teraz boli vytvorené teleskopy, rádioteleskopy a ďalšie prístroje, ktoré zaznamenávajú ultrafialové, infračervené a röntgenové žiarenie zo Slnka. Zo Zeme je pozorovanie najúčinnejšie počas zatmenia Slnka. Počas tohto krátkeho obdobia astronómovia na celom svete študujú korónu, protuberancie, chromosféru a rôzne javy vyskytujúce sa na jedinej hviezde dostupnej na takéto podrobné štúdium.

Štruktúra Slnka

Koróna je vonkajší obal Slnka. Má veľmi nízku hustotu, a preto je viditeľná iba počas zatmenia. Hrúbka vonkajšej atmosféry je nerovnomerná, takže sa v nej z času na čas objavia diery. Cez tieto diery sa do vesmíru rúti slnečný vietor rýchlosťou 300-1200 m/s – mohutný tok energie, ktorý na zemi spôsobuje polárnu žiaru a magnetické búrky.

Chromosféra je vrstva plynov dosahujúca hrúbku 16 tisíc km. Dochádza v nej ku konvekcii horúcich plynov, ktoré z povrchu spodnej vrstvy (fotosféry) opäť padajú späť. Sú to tí, ktorí „prepaľujú“ korónu a vytvárajú prúdy slnečného vetra dlhé až 150 tisíc km.

Fotosféra je hustá nepriehľadná vrstva hrubá 500 – 1 500 km, v ktorej sa vyskytujú najsilnejšie požiarne búrky s priemerom až 1 000 km. Teplota plynov fotosféry je 6 000 oC. Absorbujú energiu zo spodnej vrstvy a uvoľňujú ju ako teplo a svetlo. Štruktúra fotosféry pripomína granule. Medzery vo vrstve sú vnímané ako slnečné škvrny.

Konvekčná zóna s hrúbkou 125-200 000 km je slnečná škrupina, v ktorej si plyny neustále vymieňajú energiu s radiačnou zónou, zahrievajú sa, stúpajú do fotosféry a ochladzujú sa, aby opäť klesali pre novú časť energie.

Zóna žiarenia je hrubá 500 tisíc km a má veľmi vysokú hustotu. Tu je látka bombardovaná gama lúčmi, ktoré sa premieňajú na menej rádioaktívne ultrafialové (UV) a röntgenové (X) lúče.

Kôra, čiže jadro, je solárny „kotol“, kde neustále prebiehajú protón-protónové termonukleárne reakcie, vďaka ktorým hviezda dostáva energiu. Atómy vodíka sa premieňajú na hélium pri teplote 14 x 10 °C. Tu je titanový tlak bilión kg na kubický cm Každú sekundu sa 4,26 milióna ton vodíka premení na hélium.

Všetci dosť často počúvame, že vedci niečo alebo niekoho objavili na takej a takej hviezde alebo na nejakej planéte, alebo jednoducho vykonali výskum a tak ďalej. Málokto sa však zamýšľa nad tým, prečo sa planéty nazývajú planéty a hviezdy sa nazývajú hviezdy, a aké dôležité rozdiely medzi nimi sú, keďže jedna je oddelená od druhej? Zároveň si takmer každý z nás aspoň raz v živote položil dosť hlúpu otázku: „Je slnko hviezda alebo planéta? Tiež takmer každý človek okamžite odpovie na túto otázku, že Slnko je samozrejme hviezda, ale nie každý je schopný vysvetliť, prečo je to hviezda a nie planéta.

Vzniká úplne logická otázka: aký je rozdiel medzi hviezdou a planétou?

Rozdiel medzi nimi je jednoducho obrovský, aj keď na prvý pohľad nie je príliš badateľný

1. Prvou a najdôležitejšou vecou je, že hviezdy sú schopné nezávisle vyžarovať svetlo a teplo, na rozdiel od planét, ktoré sú schopné iba odrážať lúče svetla dopadajúce na ne od iných svietidiel, ktoré sú v podstate tmavými telesami.

2. Hviezdy majú oveľa vyššiu povrchovú teplotu ako ktorákoľvek v súčasnosti známa planéta. Priemerné teploty ich povrchov sa pohybujú od 2 000 do 40 000 stupňov, nehovoriac o vrstvách nachádzajúcich sa bližšie k stredu kozmického telesa, kde teploty môžu dosahovať aj milióny stupňov.

Údaje zo solárnej kozmickej lode SDO za tri roky prevádzky

3. Hviezdy svojou hmotnosťou výrazne prevyšujú aj tie najväčšie planéty.

4. Všetky planéty sa pohybujú po obežných dráhach vzhľadom na ich svietidlá, ktoré naopak zostávajú v rovnakom momente úplne nehybné. Deje sa to podobným spôsobom, ako sa naša Zem točí okolo Slnka. Vďaka tomu je možné pozorovať rôzne fázy planét rovnako ako Mesiac.

5. Všetky planéty sú svojím chemickým zložením tvorené z pevných aj ľahkých častíc, na rozdiel od hviezd, ktoré sa skladajú prevažne len z ľahkých prvkov.

6. Planéty majú často jeden alebo niekoľko satelitov, ale hviezdy nikdy nemajú takýchto „susedov“. Ale zároveň absencia satelitu samozrejme neznamená, že toto kozmické teleso nie je planétou.

7. Na povrchoch absolútne všetkých hviezd nevyhnutne dochádza k jadrovým alebo termonukleárnym reakciám sprevádzaným výbuchmi. Na druhej strane, tieto reakcie nie sú pozorované na povrchoch planét, pokiaľ nie vo výnimočných prípadoch, a potom iba na jadrových planétach a len veľmi, veľmi slabé jadrové reakcie.

Určite môžeme povedať...

Teraz môžeme úplne povedať, že Slnko je typická hviezda (takzvaný žltý trpaslík typu G). Pretože okolo nej obieha 8 planét, ktoré s ňou tvoria Slnečnú sústavu; nezávisle vyžaruje svetlo a teplo - priemerná povrchová teplota je 5000-6000 K; pozostáva prevažne z ľahkých prvkov, ako je vodík a hélium – takmer 99 % a iba 1 % tvoria pevné látky; na jeho povrchu neustále prebiehajú termonukleárne reakcie; a svojou veľkosťou je niekoľkonásobne väčšia ako ktorákoľvek planéta v slnečnej sústave.

Štúdium Slnka uskutočnilo mnoho kozmických lodí v počte asi dvesto (194), ale existovali aj špecializované, tieto sú:
Prvou kozmickou loďou určenou na pozorovanie Slnka boli družice Pioneer série s číslami 5-9 vyrobené NASA, ktoré boli vypustené v rokoch 1960 až 1968. Tieto satelity obiehali okolo Slnka blízko obežnej dráhy Zeme a vykonali prvé podrobné merania slnečného vetra.
Orbitálne slnečné observatórium("OSO") - séria amerických satelitov vypustených v rokoch 1962 až 1975 za účelom štúdia Slnka, najmä v ultrafialových a röntgenových vlnových dĺžkach.
SC "Helios-1"- Západonemecký AMS bol vypustený 10. decembra 1974, určený na štúdium slnečného vetra, medziplanetárneho magnetického poľa, kozmického žiarenia, zodiakálneho svetla, meteorických častíc a rádiového šumu v cirkumsolárnom priestore, ako aj na vykonávanie experimentov na zaznamenávanie javov predpovedaných všeobecná teória relativity. 15.01.1976 Západonemecká kozmická loď vyštartovala na obežnú dráhu Helios-2". 17.04.1976 "Helios-2" (Helios) sa prvýkrát priblížil k Slnku na vzdialenosť 0,29 AU (43,432 milióna km). Zaznamenané boli najmä magnetické rázové vlny v rozsahu 100 - 2200 Hz, ako aj výskyt ľahkých jadier hélia počas slnečných erupcií, čo poukazuje na vysokoenergetické termonukleárne procesy v slnečnej chromosfére. Ďalším zaujímavým pozorovaním tohto programu je, že priestorová hustota malých meteoritov v blízkosti Slnka je pätnásťkrát vyššia ako v blízkosti Zeme. Prvýkrát dosiahnutá rekordná rýchlosť pri rýchlosti 66,7 km/s pri rýchlosti 12 g.
V roku 1973 bolo uvedené do prevádzky vesmírne slnečné observatórium (Apollo Telescope Mount) na vesmírnej stanici. Skylab. Pomocou tohto observatória sa uskutočnili prvé pozorovania slnečnej prechodovej oblasti a ultrafialového žiarenia slnečnej koróny v dynamickom režime. Pomohlo to tiež objaviť „erupcie koronálnej hmoty“ a koronálne diery, o ktorých je teraz známe, že úzko súvisia so slnečným vetrom.
Študijný satelit solárneho maxima(„SMM“) – americký satelit ( Slnečná maximálna misia- SMM), vypustená 14. februára 1980 na pozorovanie ultrafialového, röntgenového a gama žiarenia zo slnečných erupcií počas období vysokej slnečnej aktivity. Len pár mesiacov po štarte však pre poruchu elektroniky prešla sonda do pasívneho režimu. V roku 1984 vesmírna misia STS-41C na raketopláne Challenger vyriešila problém so sondou a vypustila ju späť na obežnú dráhu. Potom, pred vstupom do atmosféry v júni 1989, zariadenie urobilo tisíce snímok slnečnej koróny. Jeho merania tiež pomohli zistiť, že sila celkového žiarenia Slnka za rok a pol pozorovaní sa v období maximálnej slnečnej aktivity zmenila len o 0,01 %.
Japonská kozmická loď Yohkoh(Yoko, "Sunlight"), spustený v roku 1991, uskutočnil pozorovania slnečného žiarenia v röntgenovom rozsahu. Jeho zistenia pomohli vedcom identifikovať niekoľko rôznych typov slnečných erupcií a ukázali, že koróna, aj keď je ďaleko od oblastí s maximálnou aktivitou, je oveľa dynamickejšia, ako sa doteraz predpokladalo. Yohkoh fungoval počas celého slnečného cyklu a prešiel do pasívneho režimu počas zatmenia Slnka v roku 2001, keď stratil svoju orientáciu so Slnkom. V roku 2005 satelit vstúpil do atmosféry a bol zničený.
Slnečná sonda "Ulysses" - Európska automatická stanica bola spustená 6. októbra 1990 na meranie parametrov slnečného vetra, magnetického poľa mimo roviny ekliptiky a skúmanie polárnych oblastí heliosféry. Uskutočnil sken rovníkovej roviny Slnka až po obežnú dráhu Zeme. Prvýkrát zaregistroval v oblasti rádiových vĺn špirálovitý tvar slnečného magnetického poľa, rozbiehajúceho sa ako vejár. Zistil, že sila magnetického poľa Slnka sa časom zvyšuje a za posledných 100 rokov sa zvýšila 2,3-krát. Toto je jediná kozmická loď, ktorá sa pohybuje kolmo na rovinu ekliptiky na heliocentrickej obežnej dráhe. V polovici roku 1995 preletel nad južným pólom Slnka pri svojej minimálnej aktivite a 27. novembra 2000 preletel druhýkrát, pričom na južnej pologuli dosiahol maximálnu zemepisnú šírku -80,1 stupňa. 04/17/1998 AC " Ulysses " dokončil svoj prvý obeh okolo Slnka. 7. február 2007 Sonda Ulysses počas svojej misie „prešla“ dôležitým míľnikom – tretíkrát počas letu prešla nad 80. stupňom južnej šírky na povrchu Slnka. Tento prechod cez polárnu oblasť našej hviezdy sa začal v novembri 2006 a stal sa tretím v šestnásťročnej histórii prevádzky sondy. Raz za 6,2 roka urobí revolúciu okolo nášho svietidla a počas každej obrátky prejde cez polárne oblasti Slnka. Počas letu vedci získali množstvo nových vedeckých informácií. Počas takýchto preletov satelit najskôr obieha južný pól Slnka a potom severný pól. Ulysses potvrdil existenciu rýchleho slnečného vetra zo slnečných pólov s rýchlosťou približne 750 km/s, čo je menej, ako sa očakávalo.
Študijný satelit slnečného vetra Vietor" - Americké výskumné vozidlo vypustené 1. novembra 1994 na obežnú dráhu s nasledujúcimi parametrami: sklon obežnej dráhy - 28,76º; T = 20673,75 min.; P=187 km; A=486099 km. 19. augusta 2000 uskutočnil svoj 32. prelet okolo Mesiaca. Pomocou kozmickej lode WIND boli výskumníci schopní vykonať vzácne priame pozorovania magnetického prepojenia, ktoré umožňuje magnetickému poľu Slnka, vedenému slnečným vetrom, spojiť sa s magnetickým poľom Zeme, čo umožňuje prúdenie plazmy a energie zo Slnka do zemského priestoru. spôsobujúce polárne žiary a magnetické búrky.
Slnečné a heliosférické observatórium ("SOHO") - Výskumná družica (Solar and Heliospheric Observatory – SOHO), vypustená Európskou vesmírnou agentúrou 2. decembra 1995 s predpokladanou prevádzkovou životnosťou približne dva roky. Na obežnú dráhu okolo Slnka bola vypustená v jednom z Lagrangeových bodov (L1), kde sa vyrovnávajú gravitačné sily Zeme a Slnka. Dvanásť prístrojov na palube satelitu je určených na štúdium slnečnej atmosféry (najmä jej ohrevu), slnečných oscilácií, procesov odstraňovania slnečnej hmoty do vesmíru, štruktúry Slnka, ako aj procesov v jeho vnútri. Vykonáva neustále fotografovanie Slnka. Dňa 02.04.2000 oslávilo slnečné observatórium "SOHO" akési výročie. Na jednej z fotografií, ktoré urobilo SOHO, bola objavená nová kométa, ktorá sa stala 100. v zázname observatória a v júni 2003 objavila 500. kométu. 15. januára 2005 bol objavený 900. tulák chvostnatý. A výročie, 1000., bolo otvorené 5. augusta 2005. 25. júna 2008 bola na základe údajov získaných zo slnečného observatória SOHO objavená „výročie“, 1500. kométa.
Prebiehajúce pozorovania so SOHO ukázali, že supergranule sa pohybujú po slnečnom povrchu rýchlejšie, ako sa Slnko otáča. V januári 2003 sa skupine vedcov pod vedením Laurenta Gizona zo Stanfordskej univerzity podarilo tento záhadný jav vysvetliť. Supergranulácia je vzorom aktivity, ktorá sa pohybuje vo vlnách cez slnečný povrch. Tento jav možno prirovnať k „pohybu vlny“ na tribúnach štadióna, keď každý z fanúšikov sediacich vedľa seba na chvíľu vstane zo svojho sedadla a potom sa posadí, no ani sa nepohne vpravo alebo vľavo, pričom vytvára ilúziu pre pozorovateľa z bočnej vlny. Podobné vlny vytvárajú stúpajúce a klesajúce supergranule. Vlny sa šíria všetkými smermi cez slnečný povrch, ale z nejakého dôvodu sú silnejšie (majú väčšiu amplitúdu) v smere rotácie Slnka. Keďže tieto vlny sú najvýraznejšie, vzniká ilúzia, že sa pohybujú rýchlejšie ako rýchlosť rotácie Slnka. Je dosť ťažké urobiť predpoklad o fyzickej príčine tohto javu, ale pravdepodobne samotná rotácia je zdrojom supergranulačných vĺn.
Videá vyrobené z nových pozorovaní prenášaných pomocou TRACE umožnili astronómom vidieť jasné plazmové pruhy, ktoré sa tiahnu hore a dole po koronálnych slučkách. Údaje získané zo SOHO potvrdili, že tieto inklúzie sa pohybujú obrovskou rýchlosťou, a viedli k záveru, že koronálne slučky nie sú statické štruktúry naplnené plazmou, ale skôr ultravysokorýchlostné toky plazmy, ktoré sú „vystrelené“ zo slnečného povrchu a „striekanie“ medzi štruktúrami v koróne.
Satelit na štúdium slnečnej koróny "TRACE" (Transition Region & Coronal Explorer)" vypustený 2. apríla 1998 na obežnú dráhu s týmito parametrami: obežná dráha - 97,8 stupňa; T = 96,8 minút; P = 602 km; A = 652 km.
Úlohou je preskúmať prechodovú oblasť medzi korónou a fotosférou pomocou 30 cm ultrafialového teleskopu. Preskúmanie slučiek ukázalo, že pozostávajú z množstva jednotlivých slučiek navzájom spojených. Plynové slučky sa zahrievajú a stúpajú pozdĺž magnetických siločiar do výšky až 480 000 km, potom sa ochladzujú a klesajú späť rýchlosťou viac ako 100 km/s.
31. júla 2001 bolo spustené rusko-ukrajinské observatórium Coronas-F» pozorovať slnečnú aktivitu a študovať spojenie Slnka a Zeme. Satelit sa nachádza na nízkej obežnej dráhe Zeme s výškou asi 500 km a sklonom 83 stupňov. Jeho vedecký komplex zahŕňa 15 prístrojov, ktoré pozorujú Slnko v celom rozsahu elektromagnetického spektra – od optiky až po gama žiarenie.
Počas pozorovacieho obdobia prístroje CORONAS-F zaznamenali najsilnejšie erupcie na Slnku a ich dopad na blízkozemský priestor sa získalo obrovské množstvo röntgenových slnečných spektier a snímok Slnka, ako aj nové údaje o toky slnečného kozmického žiarenia a ultrafialového žiarenia zo Slnka. /ďalšie novinky zo 17.9.2004/.
Satelit Genesis spustený 8. augusta 2001 na štúdium slnečného vetra. Americká výskumná sonda, ktorá vyšla v libračnom bode L1, začala zbierať slnečný vietor 3. decembra 2001. Celkovo Genesis zhromaždil 10 až 20 mikrogramov prvkov slnečného vetra - hmotnosť niekoľkých zŕn soli - ktoré sú zaujímavé pre vedcov. Zariadenie Genesis ale 8. septembra 2004 veľmi tvrdo pristálo (zrútilo sa rýchlosťou 300 km/h) v púšti v Utahu (padáky sa neotvorili). Vedcom sa však podarilo z trosiek extrahovať zvyšky slnečného vetra na štúdium.
22. septembra 2006 bolo slnečné observatórium HINODE (Solar-B, Hinode). Observatórium vzniklo v japonskom inštitúte ISAS, kde bolo vyvinuté observatórium Yohkoh (Solar-A), a je vybavené tromi prístrojmi: SOT - slnečný optický teleskop, XRT - röntgenový teleskop a EIS - ultrafialový zobrazovací spektrometer. Hlavnou úlohou HINODE je študovať aktívne procesy v slnečnej koróne a nadviazať ich spojenie so štruktúrou a dynamikou slnečného magnetického poľa.
Slnečné observatórium bolo spustené v októbri 2006 STEREO. Pozostáva z dvoch rovnakých kozmických lodí na takých dráhach, že jedna z nich bude postupne zaostávať za Zemou a druhá ju predbehne. To umožní ich použitie na získanie stereosnímok Slnka a slnečných javov, ako sú erupcie koronálnej hmoty.