Imágenes del Sol tomadas por los observatorios espaciales

El estudio del Sol desde sondas y observatorios solares.

SDO : Observatorio de Dinámica Solar

El ensamblaje de imágenes atmosféricas (AIA) en el Observatorio de Dinámica Solar (SDO) está diseñado para proporcionar una visión sin precedentes de la corona solar, la toma de imágenes que abarcan por lo menos 1,3 diámetros solares en varias longitudes de onda casi simultáneamente, con una resolución de aproximadamente 1 segundo de arco y en una cadencia de 10 segundos o más. El objetivo principal del AIA Ciencia e Investigación, es utilizar estos datos, junto con los datos de los otros instrumentos del SDO y de otros observatorios, para mejorar significativamente nuestra comprensión de la física detrás de la actividad desplegada por la atmósfera del Sol, que impulsa el clima espacial en la heliosfera y en el ambiente de los planetas del Sistema Solar.

Todas las longitudes de onda que registra la SDO y su cobertura en fenómenos solares (Cortesía SDO-NASA)

La actividad solar es impulsada por la evolución. campo magnético . Aunque el campo magnético de la corona no se puede medir directamente, gran parte de dicho campo, dentro de los 10⁵ km de la superficie, contiene plasma caliente que es lo suficientemente denso como para emitir niveles detectables de luz. El plasma coronal tiene una amplia gama de temperaturas, que emiten las brillantes ondas UV y los rayos X blandos. Un reproductor de imágenes convenientemente diseñado con estrecha respuestas térmicas, como el AIA, puede usar estas diferencias para diseccionar la corona en series complementarias de imágenes de alto contraste para su posterior análisis. Los números que acompañan a las imágenes son las longitudes de onda en la que trabajan los detectores.

Los agujeros coronales son analizados por el AIA 193 como se ve en la imagen adjunta.

Un agujero coronal es una región de la corona solar que aparece oscuro en las imágenes tomadas con un coronógrafo o durante un eclipse solar total, y que se muestra como un vacío en rayos X y las imágenes de ultravioleta extremo. Los agujeros de la corona son de muy baja densidad (típicamente 100 veces menor que el resto de la capa) y tienen una estructura abierta del campo magnético, que se extiende indefinidamente en el espacio a diferencias de un bucle que se conecta de nuevo en la fotosfera. Esta estructura abierta permite que las partículas cargadas que escapan del Sol y los generados en agujeros de la corona sean la principal fuente del viento solar y la fuente exclusiva de su componente de alta velocidad. Durante los años de mínimos del ciclo solar, los agujeros coronales se limitan esencialmente a las regiones polares del Sol, mientras que durante el máximo solar, se puede dar o aparecer en cualquier latitud.

Las prominencias o protuberancias solares son analizadas a través de los

datos de la AIA 304 que podemos ver en la figura adjunta.

Una protuberancia a prominencia solar es una formación de plasma grande y brillante que se extiende hacia fuera, desde la superficie del Sol, a menudo en forma de bucle. Las prominencias o protuberancias están ancladas a la superficie del Sol, en la fotósfera, y se extienden hacia afuera en la corona solar. Mientras que la corona se compone de gases ionizados extremadamente caliente, conocido como plasma, que no emiten luz visible, las prominencias contienen plasma mucho más frío, de composición similar a la de la cromosfera. Se forma una prominencia en alrededor de un día, pero las mas estables pueden persistir en la corona durante varios meses. Algunas prominencias se separan y dan lugar a las eyecciones de masa coronal. Los científicos están investigando cómo y por qué se forman las prominencias.

Los arcos coronales son analizados a través de los datos

de la AIA 171, como se ve en la figura adjunta.

Arcos coronales forman la estructura básica de la corona inferior y la región de transición del sol. Estos arcos muy estructurados son la consecuencia directa del retorcido flujo magnético solar en el propio cuerpo de la estrella. La población de arcos coronales pueden estar directamente vinculados con el ciclo solar, es por esta razón que los bucles coronales se encuentran a menudo con las manchas solares en su punto de origen . El flujo magnético surgente empuja a través de la fotosfera, exponiendo a continuación el plasma más frío. El contraste entre la fotosfera solar y el interior del sol dan la impresión de puntos o regiones oscuras, o sea: las manchas solares.

Magnétograma solar donde los colores indican la polaridad de las zonas estudiadas

HMI es un instrumento diseñado para estudiar las oscilaciones y el campo magnético en la superficie solar, o fotosfera. HMI es uno de los tres instrumentos en el Observatorio de Dinámica Solar (SDO) . El conjunto de instrumentos observa el Sol casi continuamente y toma un terabyte de datos al día. HMI observa el disco solar completo en 6173 Å con una resolución de 1 segundo de arco El magnetograma o imagen magnética del Sol muestra el campo magnético en la fotosfera solar. El objetivo principal de investigación del HMI) es estudiar el origen de la variabilidad solar y para caracterizar y comprender el interior del Sol y los diversos componentes de la actividad magnética. La investigación del HMI se basa en las mediciones obtenidas con el instrumento HMI, uno de los tres instrumentos que conforman el Observatorio de Dinámica Solar (SDO).

Imagen tomada por Lasco C2 donde se aprecian las manifestaciones coronales

Este tipo de instrumento se llama un coronógrafo. LASCO contiene tres coronógrafos cada uno con un disco opaco de diferentes tamaños, permitiéndonos ver las áreas más débiles de la corona que están más lejos del sol. Las imágenes tomadas con cada coronógrafo están codificadas con "falsos" colores con intenciones científicas para que rápidamente puedan identificarse las manifestaciones estudiadas. En las imágenes podrás ver las flámulas coronales, que son estructuras formadas por el campo magnético del Sol.

Imagen tomada por Lasco C3 donde se aprecia un campo mayor

De vez en cuando, LASCO puede ser capaz de ver las eyecciones de masa coronal (CME). Ellos aparecen como erupciones de partículas que soplan de súbito de la corona del Sol a alta velocidad . Datos suministrados por cortesía de SOHO / LASCO. SOHO es un proyecto de cooperación internacional entre la ESA y la NASA.

SATÉLITES STEREO

(EUVI) Detector de imágenes en el UV extremo desde el

Observatorio de Relaciones Solares Terrestres (STEREO) (Behind y Ahead) en los 195 Angstrom.

Imágenes del Sol que nos muestran el total de su superficie.

Esta sonda espacial, una de las dos sondas idénticas, está por detrás de la Tierra, si tomamos la dirección de traslación terrestre. A medida que se desplaza más atrás, se puede ver más y más del Sol, de modo que podemos decir qué condiciones solares existen incluso antes que la propia rotación del Sol las deje a la vista desde la perspectiva de la sonda SOHO. El color es un tinte añadido a la imagen original en blanco y negro. La tabla de colores se construyó con cuidado para poner de manifiesto las características típicas de su longitud de onda particular. Las imágenes son tomadas cada pocos minutos y actualizada en línea después de una hora de haber sido tomadas. Nótese que las imágenes de arriba pertenecientes a esta sonda están tomadas muy próximas en el tiempo. Ambas toman una imagen que se une logrando una toma general del Sol.

SATÉLITE HINODE (Solar – B)

Sonda Hinode (XRT) o Solar B

Imagen total del sol obtenida por la sonda: Telescopio espacial de rayos X Hinode (XRT) que muestra la ubicación de plasma solar caliente a temperaturas superiores a los 100.000 K en la corona. Las regiones activas (Manchas) aparecen como grandes regiones de color amarillo brillante. Micro-llamaradas aparecen como manchas rojas (no en esta imagen) . Los Agujeros de la corona aparecen como grandes regiones en negro (oscuridad). Gases coronales aparecen como neblina difusa y las nubes de color naranja.

Imágenes H – Alfa tomadas desde tierra

Imagen tomada desde un observatorio solar en tierra

Esta imagen de H-alfa se tomó en el observatorio ubicado en tierra con sede en Kanzelhöhe, Treffen, Austria. Las imágenes de H-alfa se toman en la porción roja del espectro visible. Dependiendo de la actividad del Sol puede ser capaz de ver las manchas solares oscuras y "plages" brillantes. Estos aparecen en las zonas de fuerte campo magnético, que corresponden a las áreas activas que se pueden ver en las imágenes del ultravioleta extremo. También se ven a menudo largos y oscuros"filamentos", que aparecen muy brillantes como "protuberancias" en el limbo . Estos a veces entran en erupción y puede ser parte de las eyecciones de masa corona

SATÉLITE ACE

Lecturas tomadas por el satélite ACE

El satélite ACE, situado cerca de un millón de kms de la Tierra, y siempre ubicado entre la Tierra y el Sol, vigila la velocidad, la composición y el campo magnético del viento solar. Este gráfico explica los efectos del viento solar sobre la magnetosfera de la Tierra.

Los científicos han descubierto que los efectos más intensos en el campo magnético de la Tierra se producen cuando el campo magnético del viento solar se dirige frente al campo magnético de la Tierra y la intensidad es "grande". Cuando el campo magnético del viento solar está en frente de la Tierra, se llama un campo hacia el sur y se considera que es de signo negativo. La unidad de medición es el nano-Tesla (nT), que es una unidad de fuerza magnética,

El índice BZ, es el segundo ploteo desde arriba y etiquetado de color amarillo, es el que lleva la información sobre la parte norte-sur del campo magnético del viento solar. Este índice es como clasificar a las tormentas. Si el Bz está entre + 3nT y +5 nT, se considera que es baja, si los valores Bz se elevan y tienen entre 20 y 40 nTNT, que es considerado extremo.

Collage de longitudes de onda del Sol (Cortesía Nasa