Специализированные инструменты наземных и космических телескопов, к счастью, позволяют наблюдать свет во всей его красе.

Волны разной длины несут информацию о различных компонентах поверхности Солнца и его атмосферы, позволяя следить за постоянными изменениями звезды — с помощью космических аппаратов Solar Dynamics Observatory (SDO), Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) и Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). 
Например, жёлтый свет на длине 5 800 Å исходит в основном от материала, нагретого примерно до 5 700 °C. Крайний ультрафиолет (94 Å) производится атомами с температурой 6 300 000 °C, то есть на этой длине удобно смотреть на солнечные вспышки.

Мы видим то, что видим, просто потому, что Солнце состоит из горячего газа, а тепло производит свет — как и в лампе накаливания. Но в то же время звезда содержит множество различных атомов (гелия, водорода, железа и др.) и множество их разновидностей (ионов) с различными электрическими зарядами, каждый из которых излучает на определённой длине волны при определённой температуре. Каталоги этих волн составляются с начала XX века и занимают сотни страниц.

Солнечные телескопы пользуются этим обстоятельством двумя способами. Во-первых, специальные инструменты (они называются спектрометрами) наблюдают волны различной длины одновременно и способны измерить степень присутствия каждой длины волны. Это позволяет создавать температурные карты околосолнечного материала, которые выглядят не как наши обычные географические карты, а как графики.

Подробное объяснение каждой длины волны см. здесь. (Изображение NASA / SDO / Goddard Space Flight Center.)

Во-вторых, инструменты, которые позволяют получить более привычные изображения Солнца, фокусируются на излучении какой-то одной длины — иногда той, что не видна невооружённому глазу. Например, на космическом аппарате SDO установлен прибор Atmospheric Imaging Assembly (AIA), которому доступно десять длин волн. Каждая из них обычно указывает на один или два типа ионов, хотя чуть более длинные или короткие волны, произведённые другими ионами, неизменно присутствуют в общей картине. Эти длины выбраны так, чтобы можно было получить представление обо всех частях солнечной атмосферы: 4 500 Å — это поверхность Солнца или фотосфера; 1 700 — поверхность и хромосфера (непосредственно над фотосферой, где температура начинает расти); 1 600 — верхняя фотосфера и переходная область между хромосферой и короной (самым высоким слоем солнечной атмосферы), где температура растёт очень быстро; 304 — хромосфера и переходная область к короне; 171 — корона во время затишья, на этой длине волны видны также корональные петли; 193 — чуть более горячая область короны, а также более горячий материал солнечных вспышек; 211 — более горячие, магнитно активные области короны; 335 — ещё горячее и активнее; 94 — корона во время солнечной вспышки; 131 — наиболее горячий материал вспышки.

----------------------------------------------

+ Мониторинг Солнца в Реальном Времени

+ Солнце и Луна в Реальном Времени (+ их Воздействие на Человека)

• По мере того, как поток заряженных частиц, исходящий из Солнечной короны, увеличился вдвое в течение прошлого столетия, поток космических лучей снизился на 15 %.
• Исходящий от Солнца солнечный ветер должен был вырасти в 1.41 раз за период 1964-1996 гг. и в 2.3 раза за период 1901-2009 гг.