EIT (Extreme Ultraviolet Imaging Telescope) - SOHO. Las imágenes EIT de la atmósfera solar se obtienen a diversas longitud de ondas, y por tanto, muestran material solar a diferentes temperaturas. En las imágenes obtenidas a 304 Angstroms de luminosidad el material está entre unos 60,000 y 80,000 grados Kelvin. Las obtenidas a 171 Angstrom, corresponden a un millón de grados. Las imágenes de 195 Angstrom corresponden a un millón y medio de grados Kelvin. Las obtenidas a 284 Angstrom, corresponden a dos millones de grados, la temperatura más alta que podemos observar en la atmósfera solar. LASCO (Large Angle Spectrometric Coronagraph) - SOHO. Se trata de un instrumento que es capaz de tomar imágenes de la corona solar obstruyendo la luz que proviene directamente del Sol con un disco de ocultación, creando un eclipse artificial. La posición del disco solar se indica en las imágenes con un círculo blanco. La característica más destacada de la corona son las proturberancias, esas bandas casi radiales que se pueden ver tanto en C2 como en C3. (Las imágenes C2 muestran la corona interior a unos 8,4 millones de kilómetros del Sol. Las imágenes C3 tienen un campo de visión más grande: abarcan 32 diámetros solares, pudiéndose ver la luz de algunas estrellas detrás del Sol). AIA (Atmospheric Image Assembly) - SDO. El "ensamblador de imágenes atmosféricas" de la sonda SDO (Solar Dynamics Observatory) de la NASA, proporciona observaciones continuas de disco completo de la cromosfera solar y la corona en siete canales del ultravioleta extremo, abarcando un rango de temperatura de aproximadamente 20,000º Kelvin a más de 20 millones de Kelvin. La cadencia de 12 segundos de la secuencia de imágenes y la resolución de éstas proporciona vistas sin precedentes de los diversos fenómenos que ocurren dentro de la atmósfera solar exterior. HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) - SDO. HMI es un instrumento diseñado para estudiar las oscilaciones y el campo magnético en la superficie solar o fotosfera. proporciona cuatro tipos principales de datos: dopplergrams (mapas de velocidad de la superficie solar), continuum filtergrams (fotografías de gran longitud de onda de la fotosfera solar) y magnetograms (mapas del campo magnético fotosférico).
IMAGENES DEL SOL
Una mancha solar es una región del Sol que tiene una temperatura más baja que sus alrededores y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas veces más. A mayor número de ellas mayor es el grado de ionización de la atmósfera, posibilitando el establecimiento de enlaces de radio por reflexión ionosférica en las bandas más altas de HF.
ERUPCIONES SOLARES (Bloqueo de Radio)
Las erupciones solares son grandes erupciones de radiación electromagnética del Sol que dura de minutos a horas. El repentino estallido de energía electromagnética viaja a la velocidad de la luz, por lo tanto, cualquier efecto sobre el lado iluminado por el sol de la atmósfera exterior expuesta a la Tierra ocurre al mismo tiempo que se observa el evento. El mayor nivel de rayos X y radiación ultravioleta extrema (EUV) da como resultado la ionización en las capas inferiores de la ionosfera en el lado iluminado de la Tierra. En condiciones normales, las ondas de radio de alta frecuencia (HF) pueden soportar la comunicación a largas distancias mediante la refracción a través de las capas superiores de la ionosfera. Cuando se produce una llamarada solar lo suficientemente fuerte, se produce ionización en las capas inferiores más densas de la ionosfera (la capa D), y las ondas de radio que interactúan con los electrones en las capas pierden energía debido a las colisiones más frecuentes que ocurren en las capas superiores. entorno de densidad de la capa D. Esto puede causar que las señales de radio HF se degraden o se absorban por completo. Esto da como resultado un apagón de radio: la ausencia de comunicación HF, que afecta principalmente a la banda de 3 a 30 MHz. Las erupciones solares generalmente tienen lugar en regiones activas, que son áreas del Sol marcadas por la presencia de fuertes campos magnéticos; típicamente asociado con grupos de manchas solares. A medida que estos campos magnéticos evolucionan, pueden alcanzar un punto de inestabilidad y liberar energía en una variedad de formas. Estos incluyen la radiación electromagnética, que se observa como erupciones solares.
