El origen de lo que se conoce como Tiempo Espacial está principalmente en el Sol, principalmente en su actividad magnética, que desencadena fenómenos como las fulguraciones, eventos de emisión de partículas energéticas (SEP), viento solar rápido (HSS) o eyecciones coronales de masa (CME), cuyos efectos se propagan a través del medio interplanetario hasta la Tierra, alterando la magnetosfera y las capas atmosféricas superiores principalmente.
Disco solar desde Solar Dinamics Observatory (SDO)
SDO/HMI Continuo
En el continuo, podemos observar las manchas solares, relacionadas con la actividad magnética solar.
Magnetograma
El campo magnético aparece coloreado según se describe en https://sdo.gsfc.nasa.gov/assets/docs/HMI_M.ColorTable.pdf
El canal de 193 Å realza la atmósfera externa solar, llamada corona, así como las fulguraciones de plasma caliente. Tanto las regiones activas, como las fulguraciones y las eyecciones coronales de masa aparecen como brillantes. Las regiones oscuras (agujeros coronales) son zonas donde se emite poca radiación y son las principales fuentes de las partículas del viento solar.
Qué se observa: Corona y fulguraciones de plasma caliente
Longitud de onda: 193 Å (Ultravioleta extremo)
Ión principal observado: Hierro ionizado once veces (Fe XII)
Temperatura característica: 1.25 millones de K
En el canal de 304 Å se pueden apreciar las zonas donde las columnas de plasma más frías y densas (filamentos y prominencias) se encuentran por encima de la superficie visible del Sol. Las áreas brillantes muestran lugares donde el plasma tiene una densidad alta.
Qué se observa: Cromosfera alta y zona de transición baja
Longitud de onda: 304 Å (Ultravioleta extremo)
Ión principal observado: Helio simplemente ionizado (He II)
Temperatura característica: 50000 K
Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams.