Słońce
Poniższe zdjęcia pochodzą z satelity naukowego - Obserwatorium Dynamiki Słońca
(z ang. Solar Dynamics Observatory, SDO) i są na bieżąco aktualizowane.
Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams.
(z ang. Solar Dynamics Observatory, SDO) i są na bieżąco aktualizowane.
 Długość fali: kontinuum Temperatura: 4500-6000 K Zdjęcie przedstawia fotosferę Słońca - powierzchniową warstwę naszej macierzystej gwiazdy, emitującą docierające do nas światło z zakresu widzialnego. Widoczne na powierzchni Słońca ciemniejsze obszary nazywane są plamami słonecznymi. Są to obszary charakteryzujące się niższą temperaturą (4000-5000 K), niż temperatura ich otoczenia oraz silniejszym polem magnetycznym. |  Długość fali: 304 Å Obserwowane jony: He II Temperatura: 50000 K Kanał ten uwydatnia obszary chłodniejszych i gęstszych pióropuszy plazmy, które znajdują się powyżej widzialnej powierzchni Słońca. Wiele z tych struktur nie jest widoczna lub pojawia się jako ciemne obszary w innych kanałach. Jaśniejsze obszary na zdjęciu to miejsca gdzie plazma ma największą gęstość. |
 Długość fali: 193 Å (daleki ultrafiolet) Obserwowane jony: Fe XII Temperatura: 1.25 mln K Kanał ten uwydatnia zewnętrzną atmosferę Słońca, nazywaną koroną słoneczną. Gorące aktywne obszary, flary słoneczne oraz koronalne wyrzuty masy są jaśniejszymi obszarami na zdjęciu. Obszary ciemniejsze, nazywane dziurami koronalnymi są miejscami, z których emitowane jest znacznie mniej promieniowania. |  Długość fali: 335 Å (daleki ultrafiolet) Obserwowane jony: Fe XVI Temperatura: 2.8 mln K Kanał ten uwydatnia zewnętrzną atmosferę Słońca, nazywaną koroną słoneczną. Gorące aktywne obszary, flary słoneczne oraz koronalne wyrzuty masy są jaśniejszymi obszarami na zdjęciu. Obszary ciemniejsze, nazywane dziurami koronalnymi są miejscami, z których emitowane jest znacznie mniej promieniowania. |
 Magnetogram czarno-biały Powyższe zdjęcie wykonane zostało przy pomocy przyrządu obrazowania heliosejsmologicznego i magnetycznego (ang. Helioseismic and Magnetic Imager, HMI), który jest jednym z głównych instrumentów badawczych satelity naukowego Obserwatorium Dynamiki Słońca (z ang. Solar Dynamics Observatory). Zdjęcie ukazuje kierunek linii sił pola magnetycznego w pobliżu powierzchni Słońca. Kolor czarny i biały oznaczają przeciwną biegunowość, gdzie biały oznacza biegun północny, a czarny biegun południowy. |  Magnetogram kolorowy Powyższe zdjęcie wykonane zostało przy pomocy przyrządu obrazowania heliosejsmologicznego i magnetycznego (ang. Helioseismic and Magnetic Imager, HMI), który jest jednym z głównych instrumentów badawczych satelity naukowego Obserwatorium Dynamiki Słońca (z ang. Solar Dynamics Observatory). Zdjęcie ukazuje kierunek linii sił pola magnetycznego w pobliżu powierzchni Słońca. Kolor zielony i żółty/czerwony oznaczają przeciwną biegunowość, gdzie zielony oznacza biegun północny, a żółty/czerwony biegun południowy. |