Ако снимаме Слънцето с обикновен фотоапарат, ще се получи неизразителен жътеникав диск, ако изобщо нещо се получи. Ако направим това, когато звездата е близо до хоризонта, то ще добавим малко червено, тъй като между нас и звездата ще има повече земна атмосфера, разсейваща вълните в синята част на спектъра. Всъщност Слънцето излъчва във всички цветове, но жълтият е най-яркият от тези, които се виждат с невъоръжено око.
Специализираните инструменти на наземните и космическите телескопи за щастие позволяват да се разгледа светлината в цялата й красота. Вълните с различна дължина носят информация за различните компоненти от повърхността на Слънцето и неговата атмосфера – с помощта на космическите апарати Solar Dynamics Observatory (SDO), Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) и Solar and Heliospheric Observatory (SOHO).
Например жълтият цвят на дължина 5800 ангстрьома (Å) се излъчва основно от материал, нагрят до 5700°C. Крайният ултравиолет (94 Å) се произвежда от атоми с температура 6 300 000°C, тоест на тази дължина е най-удобно да се разглеждат слънчевите изригвания.
Ние виждаме това, което виждаме, защото Слънцето се състои от горещ газ, а топлината произвежда светлина – както в крушките с нажежаема жичка. Но в същото време звездата съдържа множество различни атоми (хелий, водород, желязо и др.) и множество техни разновидности (йони) с различни електрически заряди, всеки от които излъчва на определена дължина на вълнàта при определена температура. Каталозите на тези вълни се водят от началото на ХХ век и заемат стотици страници.
Слънчевите телескопи използват това обстоятелство по два начина. Първо, специалните инструменти (те се наричат спектрометри) наблюдават вълнàта в различни дължини едновременно и са способни да измерят степента на присъствие на всяка дължина. Това позволява да се създадат температурни карти на околослънчевия материал, които не изглеждат като познатите ни географски карти, а като графики.
Второ, инструментите, които позволяват да се получи по-обичайно изображение на Слънцето, се фокусират върху конкретна дължина – понякога такава, която не се вижда с невъоръжено око. Например на космическия апарат SDO е монтиран уредът Atmospheric Imaging Assembly (AIA), за който са достъпни десет дължини на вълнàта.
Всяка от тях сочи един или два типа йони, макар че по-дългите или късите вълни, произведени от други йони, неизменно присъстват в общата картина. Тези дължини са избрани така, че да може да се получи представа за всички части на слънчевата атмосфера –4500 Å е повърхността на Слънцето или фотосферата, 1700 – повърхността и хромосферата (непосредствено над фотосферата, където температурата започва да расте).
© NASA/SDO/Goddard Space Flight Center
1600 Å е горната фотосфера и преходната област между хромосферата и короната (най-високия слой слънчева атмосфера), където температурата расте доста бързо; 304 – хромосферата и преходната област; 171 – короната по време на затишие, на тази вълнà се виждат също короналните примки; 193 – малко по-гореща област от короната, както и по-горещ материал от слънчеви изригвания; 211 – по-горещи, магнитно активни области от короната; 335 – още по-горещи и активни; 94 – короната по време на слънчево изригване; 131 – най-горещият материал при изригване.
Източник: НАСА
