Observaciones solares

Las observaciones solares mostrados en esta página son preparados en base a los datos proporcionados por los instrumentos Atmospheric Imaging Assembly (AIA) y  Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) a bordo del satélite Solar Dynamics Observatory (SDO), por el satélite NASA Advanced Composition Explorer (ACE) y el instrumento EUV & X-Ray Irradiance Sensors (EXIS) a bordo del satélite Geostationary Operational Environmental (GOES).

• Atmospheric Imaging Assembly (AIA)

El instrumento Atmospheric Imaging Assembly (AIA) es un arreglo de 4 telescopios a bordo del satélite Solar Dynamics Observatory (SDO), una misión del programa “Living With a Star” de la NASA. AIA realiza observaciones del Sol en varias longitudes de onda correspondientes al ultravioleta (UV, 2 longitudes de onda) y extremo-ultravioleta (EUV, 7 longitudes de onda). AIA provee imágenes con alta resolución espacial y temporal de la baja atmósfera solar y en particular de la corona solar. 

Las longitudes de onda en las que AIA registra al Sol son: 1700 Å (fotosfera, región de temperatura minina), 1600 Å (fotosfera y region de transición), 304 Å (cromosfera y region de transición), 171 Å (región de transición y baja corona), 193 Å (corona), 211 Å (corona, región activa), 335 Å (corona región activa), 94 Å (corona, regiones de flares), y 131 Å (corona, regiones de flares).

Los filtros utilizados por el instrumento AIA son sensibles a las diferentes emisiones del plasma, permitiendo así el registro de información de las distintas capas que componen la atmósfera solar. Por ejemplo, combinando observaciones en EUV es posible realizar diagnósticos del plasma (temperatura, densidad) durante la ocurrencia de un solar flare o erupciones solares.

• Helioseismic and Magnetic Imager (HMI)

El instrumento Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) realiza observaciones continuas de la fotosfera solar en la longitud Fe I 6173 Å (luz visible). También provee observaciones con alta resolución espacial de vectores del campo magnético a través de la captura de filtro-gramas que registran seis diferentes estados de polarización (parámetros de Stokes) con los cuales se estiman varios parámetros físicos de la fotosfera, por ejemplo, la intensidad del campo magnético y la velocidad Doppler de plasma en la fotosfera.

Uno de los objetivos científicos del HMI es estudiar el origen y evolución del campo magnético solar y su interrelación con los fenómenos que ocurren en las capas externas de la atmósfera solar, la cromosfera y corona. 

• Advanced Composition Explorer (ACE)

El satélite Advance Composition Explorer (ACE) está conformado por 6 espectrómetros de alta resolución que miden la composición elemental, isotópica y del estado de carga iónica de núcleos desde el hidrogeno (H, Z=1) hasta el níquel (Ni, Z= 28), desde rangos de energías de aproximadamente 1 keV/nucleón producidas por el viento solar hasta energías de aproximadamente 0.5 GeV/nucleón creado por la radiación cósmica. ACE es parte del proyecto científico Jonathan Ormes del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA. Este estelite se encuentra hubicado en la órbita cerca del punto L1 de Lagrange entre el Sol y la Tierra, aproximadamente a 0,01 unidades astronómicas.

Los objetivos científicos del ACE son medir y comparar la composición elemental e isotópica de la corona solar, el medio interestelar cercano y la galaxia, así como también estudiar los procesos de aceleración de partículas.

• EUV & X-Ray Irradiance Sensors (EXIS)

El instrumento EUV & X-Ray Irradiance Sensors (EXIS) se divide en 4 subconjuntos: un Sensor de Rayos-X (X-ray Sensor, XRS), un Sensor de Extremo Ultravioleta (Extreme Ultraviolet Sensor, EUVS), una Caja Eléctrica del EXIS (EXIS Electrical Box, EXEB) y un Conjunto de Apertura Frontal (Front Aperture Assembly, SPS). XRS consta de 6 fotómetros, cuatro de los cuales observan el Sol y utilizan filtros para medir la emision de rayos X durante las erupciones solares (solar flares) en los canales de 0.5 - 4 Å (3 - 25 keV) y 1 - 8 Å (1.5 - 10 keV). Además, los otros dos fotómetros están cubiertos y proporcionan información de fondo "background" para la sustracción de los principales canales de visualización. Todos los canales observan alSol a través de dos filtros de berilio (Be) y el espesor de los filtros determina el paso de banda.