Az alábbiakban 1999 június 27-én készített észleléseket mutatunk be, hogy össze lehessen õket hasonlítani a "Flerek és CME-k" címû oldal megfelelõ képanyagával. Az anyag érzékelteti a napjelenségek sokféleségét, melyet csak a különbözõ intézmények összefogásával, a legkülönbözõbb mûszerek által nyújtott információkkal lehet körüljárni és leírni. Ha a képekre kattintunk, akkor azok nagyobb méretben is megtekinthetõk.

Az ûrészlelések az alábbi ûrkísérletektõl valók:

SOHO (Solar Orbiting and Heliospheric Observatory) - napfizikai mesterséges hold a NASA és ESA közös vállalkozása.
EIT (Extreme Ultraviolet Imaging Telescope) - a SOHO távoli ultraibolya észlelésekre szolgáló mûszere.
MDI (Michelson-Doppler Interferometer) - a SOHO globális oszcillációk mérésére szolgáló mûszere.
TRACE (Transition Region and Coronal Explorer) - a kromoszféra-korona átmeneti réteg és a korona észlelésére szolgáló ûreszköz.
YOHKOH - japán napfizikai mûhold a nagyenergiájú (röntgen) hullámhossztartomány észlelésére.

Felszíni mágneses tér eloszlása (magnetogram), 1999 június 27, 16:02:06 UT . Az észlelés a Kitt Peak National Observatory magnetográfjával készült, melyen a jelentõs mágneses térrel nem rendelkezõ területeket szürke, az ellentétes polaritású mágneses területeket pedig fekete és fehér színek mutatják. A mintázat kirajzolja a bevezetõ oldalon mondottakat. Jól érzékelhetõk az északi és déli félgömb toroidális terei, tehát az északi és déli félgömbön elhelyezkedõ, közel párhuzamos aktivitási sávok, melyekbõl az adott aktív vidékek kiemelkednek. Ez utóbbiakban felismerhetõ a Hale-szabály: az északi (felsõ) félgömbön a fehér, a délin pedig a fekete terület halad elöl a forgás irányában (keletrõl nyugatra, vagyis a képen balról jobbra).


Fotoszféra-észlelés fehér fényben (fotohéliogram). Az észlelés a Napfizikai Obszervatóriumban készült 1999 június 27-én 7:07:16-kor. Az itt bemutatott kép felbontása az eredetinek - kényszerûségbõl - töredéke. A napkorongon jól felismerhetõk a foltcsoportok, és könnyen azonosíthatók a magnetogramon látható aktív vidékekkel. Az is látható, hogy nem minden mágneses tér jelentkezik napfoltként, a laza szerkezetû (alacsony fluxussûrûségû) mágneses terek csak a magnetogramokon jelennek meg. Az észlelés mutatja a szélelsötétülés jelenségét is, a fotoszféra intenzitása a napperem közelében alacsonyabb, mint a korong centrumán. Részben ez teszi lehetõvé, hogy a napperem közelében láthatóvá váljanak a fotoszférikus fáklyák. Egy jellegzetes fáklyamezõ ismerhetõ fel például  az északnyugati (a képen a jobb felsõ) negyedben a perem közelében, melynek forrásául szolgáló mágneses tér jól azonosítható a fenti magnetogramon, továbbá kromoszférikus megfelelõi is jól azonosíthatók az alábbi kromoszféra-észleléseken. A nagyobbik téglalap az adott napon világszerte követett aktivitási komplexumot jelzi, a kisebbik téglalap pedig azt a területet, melyben a napkitörés történt, errõl a "Flerek és CME-k" c. oldalon láthatunk anyagot. A fonálkereszt minden fotoszféra-észlelésünkön megtalálható és a pontos pozíciómeghatározást szolgálja.


Fotoszféra-észlelés a SOHO/MDI mûszerrel 1999 június 27-én,  4:53-kor (UT). A mûszer térbeli felbontása kisebb, mint a földi távcsöveké, de a foltok és fotoszférikus fáklyák jól azonosíthatók a debreceni észlelés megfelelõ alakzataival.

Kromoszféra  a H-alfa vonalban, a Big Bear Solar Observatory (California Institute of Technology) észlelése 1999 június 27-én 14:15 UT-kor. A H-alfa elnevezés a csillagászatban honosodott meg a hidrogén Balmer-sorozatának alfa vonalára. Ez a spektrumvonal akkor keletkezik, amikor az elektron a 2 és 3 fõkvantumszámú állapotok közötti átmenetet valósítja meg, hullámhossza 6562 Angström, tehát vörös színben érzékeljük. Ez a napfizika egyik legfontosabb spektrumvonala, melyet az tesz kromoszférikus jelentõségûvé, hogy a kromoszférában lévõ viszonylag csekély számú hidrogénatom is képes ezen a hullámhosszon minden sugárzást elnyelni, ami a fotoszféráról (a felszínrõl) érkezik és azt újra kibocsátja. Igy a vonalban a fotoszféra struktúrái teljesen eltûnnek és az újra kibocsátott sugárzás már a kromoszféra struktúráit mutatja, csak a nagyobb foltok láthatók a H-alfa vonalban is. Hasonlítsuk össze a felszíni mintázatokat: a fotoszféra szemcsés (granulációs) szerkezete helyett itt szálas, a mágneses tér jelenlétét sejtetõ mintázatokat találunk. A magnetogramokon látható mágneses tereket itt mindenütt kíséri kromoszférikus fáklya, nemcsak a fotoszférikus fáklyákkal is azonosítható fentebb említett  északnyugati peremvidéken. A hosszú, sötét sávok a filamentek, ezek a napperemre érve protuberanciáknak látszanak. A napperemen körben észrevehetõk az ún. szpikulumok (latin: dárdák) is, melyek ebben a nagyításban inkább talán szõrszálakra hasonlítanak, ezek a kromoszférikus fáklyákhoz hasonlóan a mágneses tér közremûködésével fûtött alakzatok.


Kromoszféra-észlelés az ionizált kalcium K-vonalában, az Observatoire de Paris Meudon észlelése 1999 Június 27-én 10:38 UT-kor. A H-alfa melletti legfontosabb kromoszférikus vonalak az ionizált kalcium (CaII) H- és K-vonala. Az észlelés a K-vonal 3934 Angström hullámhosszán mutatja a napkorongot. Ezen a hullámhosszon a kromoszféra kissé más arcát mutatja, mint a H-alfában. A filamentek, protuberanciák, szpikulumok itt nem jelentkeznek, azonban a fáklyák eloszlása egy fontos többletinformációt tartalmaz, mégpedig az ún. szupergranulációs szerkezetre vonatkozóan. Közelebbrõl szemügyre véve kitûnik, hogy a fáklyák egy méhsejt-szerû szerkezetet rajzolnak ki, ez a szupergranulációs mintázat. Ennek lényege egy a granulációéhoz hasonló sebességtér, mely a fotoszférában e szupergranulációs sejtek határainál gyûjti össze a vékony mágneses fluxuscsöveket, melyek azután a kromoszféra fûtését 
elõidézik.


Kromoszféra-korona átmeneti réteg. A SOHO/EIT észlelése 1999 június 27-én 13:19:12 UT-kor az ionizált Hélium (HeII) 304 Angström hullámhosszúságú vonalában. Ebben a rétegben már több tízezer fokos hõmérséklet van. A napfoltok itt már nem látszanak, az aktív vidékek pedig környezetüknél fényesebbek. Ennek az az oka, hogy ebben a magasságban már érvényesül az aktív vidék vezetõ és követõ részét összekötõ mágneses fluxusköteg hatása, ez ugyanis egy korlátozott térrészben tartja a plazmát, melynek részecskéi az ütközések révén gerjesztõdnek. A nyugodt részek struktúrája hasonló a H-alfában észleltekéhez, jól kivehetõk a protuberenciák és szpikulumok is.


Korona. A SOHO/EIT észlelése 1999 június 27-én 13:00:15 UT-kor a kilencszeresen ionizált vas (FeX) 171 Angström hullámhosszúságú vonalában. A vas kilencszeres ionizálásához már millió fokos hõmérséklet és az annak megfelelõ részecskesebességek kellenek, ezért ha ezen a hullámhosszon észlelük a naplégkört, akkor ilyen hõmérsékletû jelenségekrõl kapunk információt. jól érzékelhetõ, hogy magasabb hõmérsékletek felé haladva az intenzitáseloszlás egyre egyenetlenebbé válik. Itt már nem egy többé-kevésbé egyeneletesen fényes korongnak látjuk a Napot, hanem az aktív vidékekben fényesnek, azokon kívül pedig akár egészen sötétnek is. A nagyobb összefüggõ, sötét területek neve koronalyuk.


Összehasonlításul: koronaészlelés ugyancsak a fenti 171 Angströmös vonalban, de ezúttal a TRACE mûhold észelése két nappal késõbb, 1999 június 29-én 02:19:18 UT-kor. Az elõbbi észlelés idõpontja óta kb. 20 fokos elfordulás történt, de az alakzatok jól azonosíthatók, még az észeknyugati perem közelében korábban említett fáklyák koronabeli megfelelõje is kirajzolódik. Ez az észlelés mozaikrészletekbõl van összeállítva, ez a technika lehetõvé teszi a nagyobb térbeli felbontást. Jelenleg ez az ûreszköz tudja bemutatni a legfinomabb részleteket a koronabeli mágneses terekbõl.


Korona,  a SOHO/EIT észlelése 1999 június 27-én 01:13:15 UT-kor a tizenegyszeresen ionizált vas (FeXII) 195 Angström hullámhosszúságú vonalában. Ez még magasabb ionizáltság, tehát még magasabb hõmérséklet. Itt már az ún. fényes koronapontok is jól láthatók, ezek rövid felvillanások, többek szerint kisebb erõvonal-átkötõdések (rekonnekciók), melyek bizonyára a koronafûtésben is szerepet játszanak. Az adott hullámhosszon készített film a flerek és CME-k c. oldalon látható.


Korona, a SOHO/EIT észlelése 1999 június 27-én 01:06:03 UT-kor a tizennégyszeresen ionizált vas (FeXV) 284 Angström hullámhosszúságú vonalában. Itt már egész kifejezett különbség van az aktív vidékek és koronalyukak között.


Korona  a YOHKOH észlelése a lágy röntgentartományban, a fentiek után egy nappal, 1999 június 28-án 15:36:44 UT-kor. A Nap a flert követõen már kb.18 fokkar elfordult, de a fenti észleléseknek szinte minden alakzata jól azonosítható.  Ez nem egy nagy hõmérsékleten gerjesztett spektrumvonal észlelése, hanem a folytonos spektrum nagyenergiájú tartományának az 1-8 Angström közé esõ részéé. Ez  a jelenleg rendszeresen gyûjtött észelések közül a legnagyobb energiájú. Az aktivitás nélküli koronatartományok itt a legsötétebbek. Egy nagyon érdekes jelenség is megfigyelhetõ: az északi és déli tóruszok között létezhetnek átkötések. Ezek a régóta sejtett, de csak ezen eszközökkel igazolt kapcsolatok új vizsgálati területet jelentenek.