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El Sol en H-alfa, Ca, magnetogramas
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Imágenes en H-alfa		Imágenes en Calcio
Big Bear Solar Observatory - Hα	Big Bear Solar Observatory - Hα Alto contraste	Big Bear Solar Observatory - Ca-K	Big Bear Solar Observatory - Ca-K Alto contraste
Magnetogramas
National Solar Observatory Kitt Peak Magnetograma fotosférico	National Solar Observatory Kitt Peak Magnetograma cromosférico	Mount Wilson Solar Tower Fe I (5250.2Å)	Mount Wilson Solar Tower Na I (5895.9Å)
Imágenes en H-alfa Cuando miramos una imagen del Sol en H-alfa estamos observando la cromosfera, la capa delgada e irregular de la atmósfera solar situada sobre la fotosfera y bajo la corona. La temperatura asciende desde 6000ºC en el límite con la fotosfera hasta unos 20000ºC en el límite con la corona. A estas temperaturas el hídrógeno emite una luz roja muy característica, que se conoce como emisión H-alfa. La cromosfera se hace visible brevemente durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol. En una imagen H-alfa son apreciables multitud de detalles y características, como el entramado cromosférico, las playas brillantes, filamentos, protuberancias y ocasionalmente fulguraciones. Todos estos fenómenos están íntimamente relacionados con las manchas solares y tienen lugar en lo que más genéricamente se conoce como regiones activas. Las protuberancias y los filamentos son el mismo fenómeno observado desde distintos ángulos. En el limbo las protuberancias se manifiestan como densas nubes brillantes de material suspendido sobre la superficie solar, sustentado por bucles magnéticos. Los filamentos en cambio aparecen como lineas oscuras sobre el disco solar. Ambos pueden permanecer estables durante muchas semanas pero el menor cambio en los bucles magnéticos que las sustentan provocan su desaparición brusca en cuestión de horas o minutos. Los filamentos habitualmente se extienden a lo largo de las llamadas líneas neutras, o fronteras que separan zonas de polaridad magnética opuesta. Las regiones activas consisten casi siempre en dos zonas de polaridad magnética opuesta alineadas de este a oeste, separadas por una línea neutra. Las playas o fáculas cromosféricas son áreas brillantes aunque de aspecto menos compacto que las fáculas de la fotosfera. Las manchas solares aparecen en el interior de las fáculas, y éstas pueden estar tanto rodeadas como atravesadas por filamentos. Las fulguraciones son enormes y rápidas explosiones en la superficie solar, casi siempre cerca de una mancha solar o de una línea neutra en una región activa. Las fulguraciones liberan energía de muchas formas, rayos-x y gamma, partículas cargadas (electrones y protones), y nubes de material, y no duran más que algunos minutos. El mecanismo que dispara una fulguración es normalmente una reconexión magnética. Cuando las líneas de campo magnético están muy tensadas y alabeadas pueden cruzarse, lo que origina una reconfiguración de los bucles magnéticos hacia una situación más estable, acompañada repentina liberación de energía, que constituye el fenómeno visible.		Imágenes en Ca-K La cromosfera también es visible en la luz del Calcio ionizado, Ca-II. Concretamente la emisión en la línea K del Calcio origina una luz entre el violeta y el ultravioleta. Los fenómenos que más destacan en estas imágenes son, además de las manchas solares, las playas cromosféricas y el entramado cromosférico. El entramado cromosférico consiste en una red aproximadamente hexagonal que se manifiesta en toda la superficie solar y que se acentúa en lugares donde se concentran más líneas de campo magnético. Esta red está directamente relacionada con las llamadas células supergranulares. A partir de estas imágenes se elabora diariamente un índice de actividad, llamado índice de actividad en la línea K del Calcio, basado en el área que ocupan las playas cromosféricas, de similares características al número de Wolf basado en las manchas solares. Magnetogramas Los magnetogramas ofrecen una visión muy clara de la configuración magnética de las regiones activas y formaciones mayores, en especial las regiones magnéticas de gran escala. En los magnetogramas el signo y magnitud del campo magnético de cada punto de la superficie solar se representa por un color. Blanco (o azul) es positivo, negro (o rojo) es negativo. Las regiones activas aparecen como dipolos magnéticos orientados aproximadamente de este a oeste. En el hemisferio norte la polaridad de la parte delantera de todas las regiones activas es la misma (p.ej norte o positiva). En el hemisferio sur las regiones activas tambien se orientan todas igual, pero al contrario que en el hemisferio norte (siguiendo el ejemplo, polaridad sur o negativa). En cada ciclo solar de 11 años, la orientación de las regiones de cada hemisferio se invierte, por lo que son necesarios 22 años para completar un ciclo solar magnético completo. Para obtener un magnetograma, una imagen del sol se hace pasar por la rendija de un espectrógrafo, que produce un espectro. Solo interesan algunas líneas o colores, especialmente la línea de 8542 Å del CaII (cromosfera), la de 8688 Å del FeI (fotosfera) y la de 10830 Å del HeI (cromosfera). En estas líneas del espectro se mide el desdoblamiento Zeeman, que está directamente relacionado con el signo y valor del campo magnético al que está sometido el gas por el que atravesó la luz analizada. Para obtener una imagen completa hay que escanear el disco solar con la rendija, p.ej. comenzando desde el noroeste y terminando en el sureste. El proceso dura una hora. Las imágenes se procesan para restar el efecto del oscurecimiento del limbo