Was ist der Grund für die falschen Farben in Sonnenbeobachtungsfotos?

Einige der in Ihrer Frage gezeigten Bilder sind nicht gefärbt oder koloriert, es handelt sich nicht um eine falsche Farbe. Es ist die echte Farbe. Die Berechnungen, die durchgeführt werden, um die falschen Farben zu erzeugen, die auf kolorierten Bilddatensätzen verwendet werden, werden in der Datei aia_lct.pro gezeigt , wo die genauen RGB-Werte bereitgestellt werden.

Wenn eine falsche Farbe ausgewählt wird, geschieht dies (für SDO und einige andere Bilder) unter Verwendung der AIA-Standardfarbtabellen (die in der Datei aia_lct.pro generiert werden).

Informationen im " VSO's Guide to SDO Data Analysis " ( .PDF ) auf Seite 46 beschreiben die Verwendung der Subroutinen in der Quellcodedatei sdo/aia/idl/calibration/aia_colors.pro von http://www.heliodocs. com/ oder sehen Sie sich „ Installieren von Solarsoft “ an, um betriebsbereite Versionen und weitere Informationen zu erhalten.

Weitere Informationen zur Funktion aia_colors.pro finden Sie in Abschnitt 6.6.1 „ Verwendung von AIA-Standardskalierung und -farben“. Die Einführung dieses Leitfadens enthält zusätzliche Informationen und Links zur SDO-Mission.

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Hier ist die Beschreibung der Farben, die die NASA für verschiedene Wellenlängen verwendet (unter Verwendung der AIA-Standardfarbtabellen):

Ansichtsquelle: https://sdo.gsfc.nasa.gov/data/aiahmi/

<h4>Telescopes</h4>
<select name="telescope" id="telescope" class="form-control">
    <option value="aia_0171">AIA 171 (gold)</option>
    <option value="aia_0193">AIA 193 (bronze)</option>
    <option value="aia_0304">AIA 304 (red)</option>
    <option value="aia_0211">AIA 211 (purple)</option>
    <option value="aia_0131">AIA 131 (teal)</option>
    <option value="aia_0335">AIA 335 (blue)</option>
    <option value="aia_0094">AIA 094 (green)</option>
    <option value="aia_1600">AIA 1600 (yellow/green)</option>
    <option value="aia_1700">AIA 1700 (pink)</option>
    <option value="hmib">HMI Magnetogram (gray)</option>
    <option value="hmibc">HMI Colorized Magnetogram (colorized)</option>
    <option value="hmii">HMI Intensitygram (gray)</option>
    <option value="hmiic">HMI Intensitygram (orange)</option>
    <option value="hmiihi">HMI Intensitygram High Cadence (orange)</option>
    <option value="hmiif">HMI Intensitygram Flat (orange)</option>
    <option value="hmid">HMI Dopplergram (gray)</option>
    <option value="COMP211193171">AIA Composite 211, 193, 171</option>
    <option value="COMP304211171">AIA Composite 304, 211, 171</option>
    <option value="COMP094335193">AIA Composite 094, 335, 193</option>
    <option value="COMPHMI171">Composite AIA 171, HMI Magnetogram</option>
</select>

Hier ist eine Webseite, die die Bilder in Ihrer Frage in verschiedenen Größen zeigt, einschließlich eines 48-Stunden-Films für jedes Bild.

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Das gesamte elektromagnetische Spektrum:

Das sichtbare Spektrum, einschließlich Fraunhofer-Linienbuchstaben und Wellenlängenzahlen :

Die Fraunhofer-Linien sind typische spektrale Absorptionslinien. Absorptionslinien sind dunkle Linien, schmale Bereiche mit verringerter Intensität, die das Ergebnis der Absorption von Photonen sind, wenn Licht von der Quelle zum Detektor gelangt. In der Sonne entstehen Fraunhofer-Linien durch Gas in der Photosphäre, dem Außenbereich der Sonne. Das Photosphärengas ist kälter als die inneren Regionen und absorbiert Licht, das von diesen Regionen emittiert wird.

Hier ist die Frequenz der Wellenlänge für jedes interessierende Element:

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Jeder Filter akzeptiert ein schmales Band, das eine spezifische Verwendung und spezifische Eigenschaften hat. Filter sind teurer, wenn die Bandbreite sehr schmal ist, Einzelfrequenzfilter sind unnötig und unbezahlbar.

Verschiedene Frequenzbereiche des Spektrums werden verwendet, um verschiedene Aspekte des beobachteten Objekts aufzulösen, ebenso werden verschiedene Bandbreiten verwendet, um diese Merkmale weiter zu verbessern.

Die Bandbreiten für jeden Filter und die erwarteten Ergebnisse aufzulisten, wäre erschöpfend, eine Website, die solche Informationen für jeden ihrer Filter liefert, ist Daystar, wo ihre Filtervergleichsseite tatsächlich bestätigt, dass die Sonne mit einem monochromen Sensor in Schwarzweiß betrachtet werden kann. Wenn Sie mehrere Kanäle kombinieren möchten, ist die Verwendung von Farbe erforderlich.

Hier ist ein Beispiel für die Unterschiede zwischen den Bandbreiten für den Wasserstoff-Alpha -Filter (eine tiefrote sichtbare Spektrallinie in der Balmer-Serie mit einer Wellenlänge von 656,28 nm):

• Filter mit Bandbreiten von 0,8 Ångström zeigen Protuberanzen mit hohem Kontrast

• Filter mit Bandbreiten von 0,7 Ångström zeigen Vorsprünge mit hohem Kontrast und gelegentlich Oberflächentexturen. Protuberanzen sind im Allgemeinen bei 0,7-Å-Filtern größer als bei schmaleren Bandbreiten

• Filter mit Bandbreiten von 0,6 Ångström zeigen einen gewissen Oberflächenkontrast sowie Erhebungen. Ein 0,6-Å-Filter kann ein guter Kompromiss für diejenigen sein, die eine schwierige Entscheidung haben

• Filter mit Bandbreiten von 0,5 Ångström zeigen einen besseren Oberflächenkontrast sowie große Vorsprünge

• Filter mit Bandbreiten von 0,4 Ångström zeigen einen hervorragenden Oberflächenkontrast sowie feine Chromosphärendetails

• Filter mit Bandbreiten von 0,3 Ångström zeigen einen überlegenen Oberflächenkontrast gegenüber allen anderen Filtern. Ansichten sind im Allgemeinen etwas dunkler. Erwarten Sie "bleistiftdünne" Details auf Oberflächen- und Hervorhebungsmerkmalen

Es ist die Bandbreite, die verwendet wird, um den Kontrast abzuleiten, nicht die Färbung.

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Das SDO (Solar Dynamics Observatory) ist ein auf die Sonne ausgerichtetes halbautonomes Raumschiff, das nahezu kontinuierliche Beobachtungen der Sonne ermöglicht. Im Gegensatz zum menschlichen Auge , das Stäbchen und Zapfen verwendet, verwendet das SDO 3 Instrumente:

• Die AIA (Atmospheric Imaging Assembly) bildet die Sonnenatmosphäre in mehreren Wellenlängen ab, um Veränderungen an der Oberfläche mit inneren Veränderungen in Verbindung zu bringen. Die Daten umfassen alle 10 Sekunden Bilder der Sonne in 10 Wellenlängen.

• Das EVE (Extreme Ultraviolet Variability Experiment) misst die extreme ultraviolette Bestrahlungsstärke der Sonne mit verbesserter spektraler Auflösung, "zeitlicher Kadenz", Genauigkeit und Präzision gegenüber früheren Messungen von TIMED SEE, SOHO und SORCE XPS.

• Der HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) untersucht die Sonnenvariabilität und charakterisiert das Innere der Sonne und die verschiedenen Komponenten der magnetischen Aktivität. HMI produziert Daten, um die inneren Quellen und Mechanismen der Sonnenvariabilität zu bestimmen und wie die physikalischen Prozesse im Inneren der Sonne mit dem Oberflächenmagnetfeld und der Aktivität zusammenhängen.

• Das von Magellan verwendete Synthetic Aperture Radar verwendet Radiowellen und nicht sichtbares Licht, um Kartenobjekte abzubilden . Magellan-Radarmosaiken mit synthetischer Apertur aus dem ersten Zyklus der Magellan-Kartierung werden auf ein rechteckiges Breiten-Längen-Gitter abgebildet, um dieses Bild zu erstellen. Datenlücken werden mit Höhendaten von Pioneer Venus Orbiter oder einem konstanten mittleren Wert gefüllt. Simulierte Farbe wird verwendet, um kleinräumige Strukturen zu verbessern. Die simulierten Farbtöne basieren auf Farbbildern, die von den sowjetischen Raumsonden Venera 13 und 14 aufgenommen wurden. Das Bild wurde vom Solar System Visualization-Projekt und dem Magellan-Wissenschaftsteam des JPL Multimission Image Processing Laboratory erstellt.

  In ähnlicher Weise werden SDO-Daten außerhalb des sichtbaren Spektrums eingefärbt, damit unsichtbare Teile des elektromagnetischen Spektrums (und Magnetometer-Aufzeichnungen) vom menschlichen Auge in einem leicht verdaulichen Bild visualisiert werden können, anstatt der breiten Öffentlichkeit einen großen Datensatz mit Zahlen zu liefern.

• Das sichtbare Spektrum ist der Teil des elektromagnetischen Spektrums, der für das menschliche Auge sichtbar ist. Elektromagnetische Strahlung in diesem Wellenlängenbereich wird sichtbares Licht oder einfach Licht genannt. Ein typisches menschliches Auge reagiert auf Wellenlängen von etwa 390 bis 700 nm . Dies entspricht frequenzmäßig einem Band in der Nähe von 430–770 THz.

  Das Spektrum enthält jedoch nicht alle Farben, die das menschliche Auge und Gehirn unterscheiden können. Ungesättigte Farben wie Pink oder violette Variationen wie Magenta fehlen beispielsweise, weil sie nur durch eine Mischung mehrerer Wellenlängen erzeugt werden können. Farben, die nur eine Wellenlänge enthalten, werden auch reine Farben oder Spektralfarben genannt.

F: Wie wird die Konvention festgelegt, welche Temperatur oder Wellenlänge welche Farbe erhält?

Ist es nur so, dass Wissenschaftler sofort erkennen können, welche Temperatur oder Wellenlänge ein Bild zeigt, oder sind die Farben so optimiert, dass sie bestimmte Merkmale zeigen?

Die Farben sind nicht optimiert, um bestimmte Merkmale zu zeigen oder Kontrast zu bieten. In der Datei aia_lct.pro werden die genauen RGB-Werte berechnet, siehe oben in dieser Antwort.

F: Und warum gibt es in einigen SOHO-Bildern einen weißen Ring oder Kreis im Sonnenschirm und warum unterschiedliche Größen im Vergleich zu der Scheibe auf den beiden Fotos oben?

Der Koronograph blendet die Sonne mit einer Verdunkelungsscheibe aus, um die viel schwächeren Strukturen in der Sonnenatmosphäre sichtbar zu machen. Manchmal werden mehrere Bilder kombiniert, um die Scheibe zu entfernen und ein nicht verdecktes Bild bereitzustellen.

Der Large Angle and Spectrometric Coronagraph ( LASCO ) im Solar and Heliospheric Observatory ( SOHO ) ist nicht auf dem neuesten Stand der Technik, manchmal kommt es zu Bildstörungen .

Es gibt zwei Arten von Störungen, die immer wieder auftreten:

1. Blackouts und Whiteouts, in unterbrochenen Linien, kreisförmigen Formen oder über das ganze Bild. Sie werden durch die Elektronikbox verursacht. Ein Firmware-Update hat es nie gegeben, da es als zu heikel eingeschätzt wurde, die Flugsoftware zu ändern.

2. Schwarze und weiße Pixel, die in Mustern, ohne Muster oder allein auftreten. Diese "fehlenden Blöcke" sind Telemetrie-Aussetzer, die durch Funkstörungen oder eine Störung in der Datenübertragung zum Goddard Space Flight Center verursacht werden.

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[Der folgende Abschnitt könnte von einer weiteren Bearbeitung profitieren, wenn das OP dies anfordert.]

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AIA 193

Dieser Kanal hebt die äußere Atmosphäre der Sonne – Korona genannt – sowie heißes Flare-Plasma hervor. Heiße aktive Regionen, Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfe werden hier hell erscheinen. Die dunklen Bereiche – koronale Löcher genannt – sind Orte, an denen sehr wenig Strahlung emittiert wird, aber dennoch die Hauptquelle für Sonnenwindpartikel sind.

Wo: Corona und heißes Flare-Plasma

Wellenlänge: 193 Angström (0,0000000193 m) = Extremes Ultraviolett

Gesehene Primärionen: 11-fach ionisiertes Eisen (Fe XII)

Charakteristische Temperatur: 1,25 Millionen K (2,25 Millionen F)

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AIA 304

Dieser Kanal zeigt besonders gut Bereiche, in denen sich kühlere, dichte Plasmaschwaden (Filamente und Protuberanzen) über der sichtbaren Oberfläche der Sonne befinden. Viele dieser Merkmale sind entweder nicht sichtbar oder erscheinen als dunkle Linien in den anderen Kanälen. Die hellen Bereiche zeigen Stellen, an denen das Plasma eine hohe Dichte hat.

Wo: Obere Chromosphäre und untere Übergangsregion

Wellenlänge: 304 Angström (0,0000000304 m) = Extremes Ultraviolett

Gesehene Primärionen: einfach ionisiertes Helium (He II)

Charakteristische Temperatur: 50.000 K (90.000 F)

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AIA 171

Dieser Kanal ist besonders gut geeignet, Koronalschleifen zu zeigen – die Bögen, die sich von der Sonne weg erstrecken, wo sich Plasma entlang von Magnetfeldlinien bewegt. Die hellsten Flecken, die hier zu sehen sind, sind Orte, an denen das Magnetfeld nahe der Oberfläche außergewöhnlich stark ist.

Wo: Ruhige Korona und obere Übergangsregion

Wellenlänge: 171 Angström (0,0000000171 m) = Extremes Ultraviolett

Gesehene Primärionen: 8-fach ionisiertes Eisen (Fe IX)

Charakteristische Temperatur: 1 Million K (1,8 Millionen F)

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AIA 211

Dieser Kanal (wie auch AIA 335) hebt die aktive Region der äußeren Atmosphäre der Sonne hervor - die Korona. Aktive Regionen, Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfe werden hier hell erscheinen. Die dunklen Bereiche – koronale Löcher genannt – sind Orte, an denen sehr wenig Strahlung emittiert wird, aber dennoch die Hauptquelle für Sonnenwindpartikel sind.

Wo: Aktive Regionen der Korona

Wellenlänge: 211 Angström (0,0000000211 m) = Extremes Ultraviolett

Gesehene Primärionen: 13-fach ionisiertes Eisen (Fe XIV)

Charakteristische Temperatur: 2 Millionen K (3,6 Millionen F)

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AIA 131

Dieser Kanal (wie auch AIA 094) dient der Untersuchung von Sonneneruptionen. Es misst extrem heiße Temperaturen um 10 Millionen K (18 Millionen F) sowie kühle Plasmen um 400.000 K (720.000 F). Es kann alle 2 Sekunden (statt 10) Bilder in einem reduzierten Sichtfeld aufnehmen, um Flares genauer zu betrachten.

Wo: Flackernde Regionen der Korona

Wellenlänge: 131 Angström (0,0000000131 m) = Extremes Ultraviolett

Gesehene Primärionen: 20- und 7-fach ionisiertes Eisen (Fe VIII, Fe XXI)

Charakteristische Temperaturen: 10 Millionen K (18 Millionen F)

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AIA 335

Dieser Kanal (wie auch AIA 211) hebt die aktive Region der äußeren Atmosphäre der Sonne hervor - die Korona. Aktive Regionen, Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfe werden hier hell erscheinen. Die dunklen Bereiche – oder koronalen Löcher – sind Orte, an denen sehr wenig Strahlung emittiert wird, aber dennoch die Hauptquelle für Sonnenwindpartikel sind.

Wo: Aktive Regionen der Korona

Wellenlänge: 335 Angström (0,0000000335 m) = Extremes Ultraviolett

Gesehene Primärionen: 15-fach ionisiertes Eisen (Fe XVI)

Charakteristische Temperatur: 2,8 Millionen K (5 Millionen F)

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AIA 094

Dieser Kanal (wie auch AIA 131) dient der Untersuchung von Sonneneruptionen. Es misst extrem heiße Temperaturen um 6 Millionen Kelvin (10,8 Millionen F). Es kann alle 2 Sekunden (statt 10) Bilder in einem reduzierten Sichtfeld aufnehmen, um Flares genauer zu betrachten.

Wo: Flackernde Regionen der Korona

Wellenlänge: 94 Angström (0,0000000094 m) = Extrem ultraviolette/weiche Röntgenstrahlen

Gesehene Primärionen: 17-fach ionisiertes Eisen (Fe XVIII)

Charakteristische Temperatur: 6 Millionen K (10,8 Millionen F)

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AIA1600

Dieser Kanal (wie auch AIA 1700) zeigt oft ein netzartiges Muster aus hellen Bereichen, die Stellen hervorheben, an denen Bündel von Magnetfeldlinien konzentriert sind. Kleine Bereiche mit vielen Feldlinien erscheinen jedoch schwarz, normalerweise in der Nähe von Sonnenflecken und aktiven Regionen.

Wo: Übergangsregion und obere Photosphäre

Wellenlänge: 1600 Angström (0,00000016 m) = fernes Ultraviolett

Gesehene Primärionen: dreimal ionisierter Kohlenstoff (C IV) und Kontinuum

Charakteristische Temperaturen: 6.000 K (11.000 F) und 100.000 K (180.000 F)

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AIA 1700

Dieser Kanal (wie auch AIA 1600) zeigt oft ein netzartiges Muster aus hellen Bereichen, die Stellen hervorheben, an denen Bündel von Magnetfeldlinien konzentriert sind. Kleine Bereiche mit vielen Feldlinien erscheinen jedoch schwarz, normalerweise in der Nähe von Sonnenflecken und aktiven Regionen.

Wo: Temperaturminimum und Photosphäre

Wellenlänge: 1700 Angström (0,00000017 m) = fernes Ultraviolett

Gesehene Primärionen: Kontinuum

Charakteristische Temperatur: 6.000 K (11.000 F)

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AIA-Komposit 211, 193, 171

Dieses Bild kombiniert drei Bilder mit unterschiedlichen, aber sehr ähnlichen Temperaturen. Die Farben sind anders zugeordnet als in den Einzelbildern. Hier ist AIA 211 rot, AIA 193 grün und AIA 171 blau. Jedes hebt einen anderen Teil der Korona hervor.

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AIA-Komposit 304, 211, 171

Dieses Bild kombiniert drei Bilder mit ganz unterschiedlichen Temperaturen. Die Farben sind anders zugeordnet als in den Einzelbildern. Hier ist AIA 304 rot (zeigt die Chromosphäre), AIA 211 ist grün (Corona) und AIA 171 ist dunkelblau (Corona).

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AIA-Komposit 094, 335, 193

Dieses Bild kombiniert drei Bilder mit unterschiedlichen Temperaturen. Jedem Bild ist eine Farbe zugeordnet, die in den Einzelbildern nicht gleich verwendet wird. Hier ist AIA 094 rot, AIA 335 grün und AIA 193 blau. Jedes hebt einen anderen Teil der Korona hervor.

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[Webseite hatte kein Info-Popup für: AIA 171 & HMIB]

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HMI-Magnetogramm

Dieses Bild stammt von HMI, einem anderen Instrument auf SDO. Es zeigt die Magnetfeldrichtungen nahe der Sonnenoberfläche. Weiße und schwarze Bereiche zeigen entgegengesetzte magnetische Polaritäten an, wobei Weiß die Nordpolarität (nach außen) und Schwarz die Südpolarität (nach innen) zeigt.

Wo: Photosphäre

Wellenlänge: 6173 Angström (0,0000006173 m) = sichtbar (orange)

Gesehene Primärionen: Neutrales Eisen (Fe I)

Charakteristische Temperatur: 6.000 K (11.000 F)

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HMI koloriertes Magnetogramm

Dieses Bild stammt von HMI, einem anderen Instrument auf SDO. Es zeigt die Magnetfeldrichtungen nahe der Sonnenoberfläche. Weiße und schwarze Bereiche zeigen entgegengesetzte magnetische Polaritäten an, wobei Weiß die Nordpolarität (nach außen) und Schwarz die Südpolarität (nach innen) zeigt.

Wo: Photosphäre

Wellenlänge: 6173 Angström (0,0000006173 m) = sichtbar (orange)

Gesehene Primärionen: Neutrales Eisen (Fe I)

Charakteristische Temperatur: 6.000 K (11.000 F)

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[Webseite hatte kein Info-Popup für: HMI-Intensitätsgramm - farbig]

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[Webseite hatte kein Info-Popup für: HMI Intensitygram - Flattened]

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[Webseite hatte kein Info-Popup für: HMI Intensitygram]

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[Webseite hatte kein Info-Popup für: HMI Dopplergram]

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[Webseite hatte kein Info-Popup für: HMI Intensitygram - High Cadence]

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EVE/ESP und EVE/MEGS-P

Dieses Diagramm zeigt Zeitreihen von 5 starken EUV-Emissionslinien, die zeigen, wie hell die Fackel bei diesen verschiedenen Emissionen emittiert. Außerdem wird ein Dunkelwert angezeigt, bei dem es sich um einen Detektor handelt, der daran gehindert ist, die Sonne zu sehen, was energiereiche Partikel von der Sonne anzeigt, die in das EVE-Instrument eindringen und falsche Zählungen verursachen können. Diese dunkle Diode wird während Sonnenstürmen zunehmen.

Wo: Sonneneinstrahlung (volle Sonne)

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