Estado del sol en tiempo real
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AIA 94
Este canal (al igual que AIA 131) está diseñado para estudiar las erupciones solares. Mide temperaturas extremadamente altas alrededor de 6 millones de Kelvin (10.8 millones de F). Puede tomar imágenes cada 2 segundos (en lugar de 10) en un campo de visión reducido para ver las llamaradas con más detalle.
Donde: Regiones de quema de la corona.
Longitud de onda: 94 angstroms = Rayos X ultravioleta / suave extremos
Iones primarios vistos: 17 veces hierro ionizado (Fe XVIII).
Temperatura característica: 6 millones de K.
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AIA 131
Este canal está diseñado para estudiar las erupciones solares. Mide temperaturas extremadamente altas alrededor de 10 millones de K, así como plasmas fríos de alrededor de 400,000 K. Puede tomar imágenes cada 2 segundos (en lugar de 10) en un campo de visión reducido para ver las llamaradas con más detalle.
Donde: Regiones de quema de la corona.
Longitud de onda: 131 angstroms = Ultravioleta extremo
Iones primarios vistos: 20 y 7 veces hierro ionizado (Fe VIII, Fe XXI)
Temperaturas características: 10 millones de K (18 millones de F)
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AIA 171
Este canal es especialmente bueno para mostrar bucles coronales, los arcos que se extienden fuera del Sol donde el plasma se mueve a lo largo de las líneas del campo magnético. Los puntos más brillantes que se ven aquí son lugares donde el campo magnético cerca de la superficie es excepcionalmente fuerte.
Dónde: Corona silenciosa y región de transición superior.
Longitud de onda: 171 angstroms = Ultravioleta extremo.
Iones primarios vistos: 8 veces hierro ionizado (Fe IX).
Temperatura característica: 1 millón de K (1.8 millones de F).
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AIA 193
Este canal resalta la atmósfera exterior del Sol, llamada corona, así como el plasma de destellos calientes. Las regiones activas activas, las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal aparecerán brillantes aquí. Las áreas oscuras, llamadas agujeros coronales, son lugares donde se emite muy poca radiación, pero son la fuente principal de partículas de viento solar.
Donde: Corona y plasma de flare caliente.
Longitud de onda: 193 angstroms = Ultravioleta extremo
Iones primarios vistos: 11 veces hierro ionizado (Fe XII)
Temperatura característica: 1.25 millones de K.
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AIA 211
Este canal (así como AIA 335) resalta la región activa de la atmósfera exterior del Sol: la corona. Las regiones activas, las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal aparecerán brillantes aquí. Las áreas oscuras, llamadas agujeros coronales, son lugares donde se emite muy poca radiación, pero son la fuente principal de partículas de viento solar.
Donde: Regiones activas de la corona.
Longitud de onda: 211 angstroms = Ultravioleta extremo
Iones primarios vistos: 13 veces hierro ionizado (Fe XIV)
Temperatura característica: 2 millones de K (3.6 millones de F).
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AIA 304
Este canal es especialmente bueno para mostrar áreas donde se encuentran más densas columnas de plasma (filamentos y prominencias) por encima de la superficie visible del sol. Muchas de estas funciones no se pueden ver o aparecen como líneas oscuras en los otros canales. Las áreas brillantes muestran lugares donde el plasma tiene una alta densidad.
Donde: Cromosfera superior y región de transición inferior.
Longitud de onda: 304 angstroms = Ultravioleta extremo.
Iones primarios vistos: helio ionizado individualmente (He II)
Temperatura característica: 50,000 K
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AIA 335
Este canal (al igual que AIA 211) resalta la región activa de la atmósfera exterior del Sol: la corona. Las regiones activas, las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal aparecerán brillantes aquí. Las áreas oscuras, o agujeros coronales, son lugares donde se emite muy poca radiación, pero son la fuente principal de partículas de viento solar.
Donde: Regiones activas de la corona.
Longitud de onda: 335 angstroms = Ultravioleta extremo
Iones primarios vistos: 15 veces hierro ionizado (Fe XVI).
Temperatura característica: 2.8 millones de K.
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AIA 1600
Este canal (al igual que AIA 1700) a menudo muestra un patrón similar a una red de áreas brillantes que resaltan los lugares donde se concentran los haces de líneas de campos magnéticos. Sin embargo, las áreas pequeñas con muchas líneas de campo aparecerán negras, generalmente cerca de las manchas solares y las regiones activas.
Dónde: Región de transición y fotosfera superior.
Longitud de onda: 1600 angstroms = Ultravioleta lejano
Iones primarios vistos: tres veces carbono ionizado (C IV) y Continuo
Temperaturas características: 6,000 K y 100,000 K
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AIA 1700
Este canal (al igual que AIA 1600) a menudo muestra un patrón similar a una red de áreas brillantes que resaltan los lugares donde se concentran los haces de líneas de campos magnéticos. Sin embargo, las áreas pequeñas con muchas líneas de campo aparecerán negras, generalmente cerca de las manchas solares y las regiones activas.
Donde: Temperatura mínima y fotosfera.
Longitud de onda: 1700 angstroms = Ultravioleta lejano
Iones primarios vistos: continuo.
Temperatura característica: 6,000 K
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Magnetometro HMI
Esta imagen proviene de HMI, otro instrumento en SDO. Muestra las direcciones del campo magnético cerca de la superficie del sol. Las áreas blancas y negras indican polaridades magnéticas opuestas, con el blanco mostrando la polaridad del norte (hacia afuera) y el negro mostrando la polaridad del sur (hacia adentro).
Donde: fotosfera
Longitud de onda: 6173 angstroms = Visible (naranja)
Iones primarios vistos: hierro neutro (Fe I)
Temperatura característica: 6,000 K
