Słońce

Poniższe zdjęcia pochodzą z satelity naukowego - Obserwatorium Dynamiki Słońca
(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.


Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams.

Strona korzysta z plików cookie w celu realizacji usług zgodnie z Polityką dotyczącą cookies. Możesz określić warunki przechowywania lub dostępu do cookie w Twojej przeglądarce. Aby dowiedzieć się więcej o ciasteczkach, ich wykorzystaniu oraz jak je usunąć wejdź na nasza stronę: polityka prywatnosci.

  Akceptuje ciasteczka z tej strony.



Strona korzysta z plików cookie w celu realizacji usług zgodnie z Polityką dotyczącą cookies. Możesz określić warunki przechowywania lub dostępu do cookie w Twojej przeglądarce. Aby dowiedzieć się więcej o ciasteczkach, ich wykorzystaniu oraz jak je usunąć wejdź na nasza stronę: polityka prywatnosci.

  Akceptuje ciasteczka z tej strony.