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Cromosfera

HMI Magnetogram

(© NASA/SDO/Goddard Space Flight Center)

In questa banda (304 Å ) è possibile catturare le immagini delle aree dove densi getti di plasma spiccano dalla cromosfera solare. Molte delle caratteristiche qui evidenti non possono essere viste nelle altre bande o, al più, appaiono come semplici linee scure. Le aree più chiare corrispondono a zone dove il plasma assume un alta densità.

Sorgente ionica principale: elio ionizzato (He II)
Lunghezza d'onda: 304 angstroms (Ultravioletto a onda corta)
Temperatura: 50.000 K

Continuum Luce Bianca

HMI Magnetogram

(© NASA/SDO/Goddard Space Flight Center)

Questa immagine del Sole è relativa al cosiddetto "continuum" della luce bianca, ed è stata acquisita dall'AIA con picco di sensibilità a 4500 Å. La regione si riferisce alla fotosfera solare la cui temperatura (efficace) è pari a 5.777 gradi Kelvin, corrispondenti a circa 5.500°C.

Continuum Ultravioletto

HMI Magnetogram

(© NASA/SDO/Goddard Space Flight Center)

In questa banda (1700 Å) sono spesso visibili aree luminose la cui conformazione ricorda una sorta di ragnatela. Tali aree corrispondono a zone dove sono concentrati fasci di linee di forza del campo magnetico. Tuttavia, piccole aree con molte linee di forza possono apparire nere se vicine a macchie solari o regioni attive.

Sorgente ionica principale: Continuum UV
Lunghezza d'onda: 1700 angstroms (Ultravioletto lontano)
Temperatura caratteristica: 6.000 K

Dopplergramma

HMI Magnetogram

(© NASA/SDO/Goddard Space Flight Center)

Lo Heliospheric Magnetic Imager (HMI) a bordo del Solar Dynamics Observatory acquisisce una serie di immagini della fotosfera solare ogni 45 in una banda stretta di lunghezze d'onda del visibile. Le lunghezze d'onda corrispondono a una regione centrata attorno a 6173 Å ove è presente la linea spettrale del ferro neutro (Fe I). A partire da tale sequenza e misurando lo shift delle linee spettrali (si sfrutta di fatto l'effetto Doppler), viene costruita una mappa che evidenzia la velocità di movomento dei flussi di gas della superficie solare. Nell'immagine dopplergramma le zone più scure corrispondono a regioni in avvicinamento, mentre quelle più chiare evidenziano aree che si stanno allontanando.

Continuum

HMI Magnetogram

(© NASA/SDO/Goddard Space Flight Center)

Questa è forse l'immagine più familiare della nostra stella. Effettivamente mostra la superficie solare incorporando un ampio spettro di luce visibile all'occhio umano. La regione osservata è ancora una volta la fotosfera, che risulta punteggiata da alcune macchie solari.

Ultravioletto

HMI Magnetogram

(© NASA/SDO/Goddard Space Flight Center)

Questo canale a 1600 Å spesso mostra strutture a forma di ragnatela in corrispondenza di aree luminose ove fasci di linee di forza di campo magnetico sono particolarmente concentrate. Tuttavia, piccole aree con molte linee di forza possono apparire nere se vicine a macchie solari o regioni attive.

Sorgente ionica principale: Carbonio ionizzato (C IV) e continuum
Lunghezza d'onda: 1600 angstroms (Ultravioletto lontano)
Temperatura: 6.000 K e 100.000 K

Magnetogramma

HMI Magnetogram

L'immagine è prodotta dal HMI a bordo del SDO e costituisce il cosiddetto Magnetogramma. Questo mostra la direzione del campo magnetico vicino alla superficie del Sole (fotosfera). I bianchi e i neri specificano le polarità del campo: nello specifco, le aree bianche corrispondono ai poli nord (ove le linee di forza fuoriescono) e quelle nere ai poli sud.

Sorgente ionica principale:Ferro neutro (Fe I)
Lunghezza d'onda: 6173 angstroms (Visibile, arancio)
Temperatura caratteristica: 6.000 K