Por @Wicho — 12 de Febrero de 2015

El Solar Dynamics Observatory, un observatorio espacial dedicado a observar el Sol en distintas longitudes de onda acaba de cumplir cinco años en órbita y la NASA ha publicado este par de vídeos para conmemorarlo, tal y como se puede leer en New Videos Highlight NASA SDO's Fifth Anniversary.

Son para ver a pantalla completa y a alta resolución, claro.

El de arriba es una recopilación de algunos de los mejores momentos captados por el SDO: erupciones solares, manchas, eyecciones de masa coronal…

El de abajo es el Sol en las distintas longitudes de onda que lo observa el SDO, con un cuadro cada ocho horas desde que este empezó a transmitir datos:

Los distintos colores se corresponden a los distintos tipos de imágenes que el SDO obtiene de nuestra estrella según con qué instrumento y con qué filtro; cada uno de ellos sirve para algo distinto:

Longitudes de onda del SDO - NASA
Cómo ve el Sol el SDO

Sacado de How SDO Sees the Sun, de izquierda a derecha y de arriba a abajo:

  • Medidas doppler del HMI [ver el más reciente], el Helioseismic and Magnetic Imager, que muestran la velocidad de la fotosfera, la superficie del Sol.
  • Magnetogramas del HMI [ver el más reciente], que son mapas del campo magnético también de la superficie del Sol, en los que el negro representa líneas de campo magnético que apuntan a la Tierra y el blanco las que van en sentido contrario.
  • Contínuos HMI [ver el más reciente], que muestran la superficie del Sol superponiendo además buena parte de la luz visible.
  • AIA 1700 Å [ver el más reciente], obtenidas por el Advanced Imaging Assembly en luz ultravioleta, muestra la superficie del Sol, así como una capa de la atmósfera de este llamada cromosfera, que está justo encima de la fotosfera, donde las temperaturas comienzan a subir. En esta zona rondan los 4500 kelvin.
  • AIA 4500 Å [ver el más reciente], luz blanca de la superficie del Sol, a unos 6.000 kelvin.
  • AIA 1600 Å [ver el más reciente], emitidas por el carbono-4 a unos 10.000 kelvin desde la zona de transición entre la cromosfera y la corona.
  • AIA 304 Å [ver el más reciente], emitidas por el helio-2 a unos 50.000 kelvin desde la cromosfera y la región de transición.
  • AIA 171 Å [ver el más reciente], emitidas por el hierro-9 a unos 600.000 kelvin desde la parte «tranquila» de la corona en la que se ven también los bucles de esta.
  • AIA 193 Å [ver el más reciente], emitidas por el hierro-12 a 1.000.000 kelvin y el hierro-24 a 20.000.000 kelvin. Las emisiones de hierro-12 se corresponden con una zona ligeramente más caliente de la corona y las de hierro-24 a las erupciones solares.
  • AIA 211 Å [ver el más reciente], hierro-14 a 2.000.000 kelvin, que se corresponden a zonas más calientes de la corona y con actividad magnética.
  • AIA 335 Å [ver el más reciente], emisiones del hierro-16 a 2.500.000 kelvin, también de zonas de la corona aún más calientes y con actividad magnética.
  • AIA 094 Å [ver el más reciente], hierro-18 a 6.000.000 kelvin, que se corresponde con zonas de la corona en las que se producen las erupciones solares.
  • AIA 131 Å [ver el más reciente], hierro-20 y hierro-23 a más de 10.000.000 kelvin, que se corresponde con el material de las erupciones solares.

Los colores que se les ponen no son reales, ya que salvo las de los continuos HMI todas representan longitudes de onda que caen fuera del espectro de la luz visible, pero a cada una de ellas se les hace corresponder siempre el mismo color para que cuando alguien que esté familiarizado con ellas las vea ya sepa de qué se trata.

Sirve también para poder comparar mejor unas con otras, ya que si cada vez se les diera un color distinto podría dar lugar a percepciones visuales distintas, aunque por supuesto el análisis numérico de los datos no se ve influido por esto.

El Helioseismic and Magnetic Imager estudia los varios componentes de la actividad magnética solar; el Atmospheric Imaging Assembly capta imágenes del disco solar en varias bandas del ultravioleta y del extremo ultravioleta.

(Vía @SusanaAldao).

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