Solar disk Ha - 30/12/2025 - Astrophotography Jaime Fernandez

This picture have been taken using a special type of telescope designed to be safe observing the Sun.

A chromosphere is the second layer of a star's atmosphere, located above the photosphere and below the solar transition region and corona.

In the Sun's atmosphere, the chromosphere is roughly 3,000 to 5,000 kilometers (1,900 to 3,100 miles) in height, or slightly more than 1% of the Sun's radius at maximum thickness. It possesses a homogeneous layer at the boundary with the photosphere. Narrow jets of plasma, called spicules, rise from this homogeneous region and through the chromosphere, extending up to 10,000 km (6,200 mi) into the corona above.

The chromosphere has a characteristic red color due to electromagnetic emissions in the Hα spectral line. The chromosphere is also visible in the light emitted by ionized calcium, Ca II, in the violet part of the solar spectrum at a wavelength of 393.4 nanometers (the Calcium K-line).

It's possible to take pictures of the Chromosphere by using special telescopes capable of narrow filtering the Ha spectral line, as in this picture.

NOAA SWPC Solar Synoptic Analysis:

https://www.swpc.noaa.gov/products/solar-synoptic-map

The forecaster drawn synopic maps provide details of solar features:

Active Regions

Active regions are localized magnetic fields on the Sun. Areas with strong or intense magnetic fields provide energy for solar flares and coronal mass ejections (CMEs), so accurate forecasting of space weather activity requires an accurate picture of these regions.. Active regions are given official numbers by SWPC, and the drawings include the probabilities of C, M, and X class flares for the next 24 hours associated with each active region, along with a proton event probability.

Coronal Holes

Coronal holes are single polarity magnetic regions that are the source of high speed solar winds which drive magnetospheric activity. Coronal holes are the most common cause of geomagnetic storms. Coronal holes have historically been identified from He I 10830A ground-based observations. The boundaries of coronal holes are shown on the synoptic drawings as lines with hash marks on the coronal hole side of the boundary line.

Neutral Lines

Large magnetic field structures of one magnetic polarity have a ‘neutral line’ at the boundary of the different magnetic polarities of the fields. Neutral lines are associated with flaring in active regions, and filaments/prominences are often associated with the neutral lines on a quiet sun. Neutral lines appear as dashed lines on the synoptic drawings and the forecaster indicates the polarity of the magnetic field on either side of the neutral line with + (positive) and – (negative) signs.

Plages

Plages make up most of an Active Region, and appear bright in conjunction with the dark sunspots. Plages have strong magnetic fields but disorganized magnetic fields, unlike the highly organized fields of sunspots. In the synoptic drawings, plages are colored red. It is quite normal to have regions of plage with no sunspots, which do not receive an official number since they are not considered active regions and are unlikely to produce solar flares. Plage regions are the chief source of UV variability from the sun, however.

Filaments and Prominences

Highly-stable regions of high density gas in the low density corona are called filaments. When these occur near the limb and can be seen protruding from the corona, often in spectacular fashion, they are called prominences. When they erupt they can be a geomagnetic storm threat, but the eruptions are usually slow and don’t often drive large storms. The filaments and prominences are drawn as outlines with hash marks.

NUNCA OBSERVES A TRAVÉS DE UN TELESCOPIO O BINOCULARES APUNTANDO AL SOL. El resultado será una ceguera irreversible total o parcial.

Esta imagen ha sido capturada usando un tipo especial de telescopio diseñado para ser seguro observando el Sol.

La cromosfera es la segunda capa de la atmósfera de una estrella, ubicada por encima de la fotosfera y por debajo de la región de transición solar y la corona.

En la atmósfera del Sol, la cromosfera tiene una altura aproximada de 3000 a 5000 kilómetros o un poco más del 1 % del radio solar en su espesor máximo. Posee una capa homogénea en el límite con la fotosfera. Estrechos chorros de plasma, llamados espículas, se elevan desde esta región homogénea y atraviesan la cromosfera, extendiéndose hasta 10000 km hacia la corona.

La cromosfera tiene un color rojo característico debido a las emisiones electromagnéticas en la línea espectral Hα. La cromosfera también es visible en la luz emitida por el calcio ionizado, Ca II, en la parte violeta del espectro solar, a una longitud de onda de 393,4 nanómetros (la línea K del calcio).

Es posible tomar fotografías de la cromosfera utilizando telescopios especiales capaces de filtrar estrechamente la línea espectral Ha, como en esta imagen.

Regiones Activas

Las regiones activas son campos magnéticos localizados en el Sol. Las áreas con campos magnéticos fuertes o intensos proporcionan energía para las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal (CME), por lo que un pronóstico preciso de la actividad meteorológica espacial requiere una imagen precisa de estas regiones. SWPC asigna cifras oficiales a las regiones activas, y los dibujos incluyen las probabilidades de erupciones de clase C, M y X para las próximas 24 horas asociadas con cada región activa, junto con la probabilidad de un evento de protones.

Agujeros Coronales

Los agujeros coronales son regiones magnéticas de polaridad única que originan vientos solares de alta velocidad que impulsan la actividad magnetosférica. Los agujeros coronales son la causa más común de tormentas geomagnéticas. Los agujeros coronales se han identificado históricamente a partir de observaciones terrestres de He I 10830A. Los límites de los agujeros coronales se muestran en los dibujos sinópticos como líneas con marcas de rayado en el lado del agujero coronal.

Líneas Neutras

Las grandes estructuras de campo magnético con una polaridad magnética presentan una "línea neutra" en el límite de las diferentes polaridades magnéticas de los campos. Las líneas neutras se asocian con erupciones en regiones activas, y los filamentos/prominencias suelen estar asociados con las líneas neutras en un Sol en calma. Las líneas neutras aparecen como líneas discontinuas en los dibujos sinópticos y el pronosticador indica la polaridad del campo magnético a ambos lados de la línea neutra con signos + (positivo) y - (negativo).

Playas

Las playas constituyen la mayor parte de una Región Activa y aparecen brillantes junto con las manchas solares oscuras. Las playas tienen campos magnéticos intensos, pero desorganizados, a diferencia de los campos altamente organizados de las manchas solares. En los dibujos sinópticos, las playas se colorean en rojo. Es bastante normal encontrar regiones de playas sin manchas solares, que no reciben un número oficial, ya que no se consideran regiones activas y es improbable que produzcan erupciones solares. Sin embargo, las regiones de playas son la principal fuente de variabilidad UV del Sol.

Filamentos y Prominencias

Las regiones altamente estables de gas de alta densidad en la corona de baja densidad se denominan filamentos. Cuando estos se encuentran cerca del limbo y se pueden ver sobresaliendo de la corona, a menudo de forma espectacular, se denominan prominencias. Cuando entran en erupción, pueden representar una amenaza de tormenta geomagnética, pero las erupciones suelen ser lentas y no suelen generar grandes tormentas. Los filamentos y las prominencias se dibujan como contornos con marcas de coma.

Otras imágenes de detalles obtenidas con Barlow 2x: