Cromosfera y corona
Cromosfera
La cromosfera representa la transición dinámica entre el mínimo de temperatura fría de la fotosfera exterior y la corona difusa de millones de grados que hay encima. Su nombre y su color rosado proceden de la línea roja Hα del hidrógeno a 6562,8 angstroms (Å); 1 Å = 10-10 metros. Como esta línea es tan fuerte, es el mejor medio para estudiar la cromosfera. Por esta razón, se utilizan ampliamente monocromadores especiales para estudiar el Sol en una banda estrecha de longitud de onda. Como la densidad disminuye con la altura más rápidamente que la intensidad del campo magnético, éste domina la estructura cromosférica, que refleja la extensión de los campos magnéticos fotosféricos. Las reglas de esta interacción son sencillas: todo punto de la cromosfera en el que el campo magnético es fuerte y vertical es caliente y, por tanto, brillante, y todo lugar en el que es horizontal es oscuro. La supergranulación, que concentra el campo magnético en sus bordes, produce una red cromosférica de regiones brillantes de campos magnéticos reforzados.
La cromosfera del Sol observada a través de un telescopio con un filtro que aísla la emisión H-alfa.
Las estructuras más prominentes en la cromosfera, especialmente en el limbo, son los grupos de chorros, o corrientes, de plasma llamados espículas. Las espículas se extienden hasta 10.000 kilómetros por encima de la superficie del Sol. Debido a que emite fuertemente las líneas de alta excitación del helio, al principio se pensaba que la cromosfera era caliente. Pero las mediciones de radio, un medio especialmente preciso para medir la temperatura, muestran que sólo es de 8.000 K, algo más caliente que la fotosfera. Los mapas de radio detallados muestran que las regiones más calientes coinciden con campos magnéticos más fuertes. Tanto las regiones calientes como las frías se extienden mucho más arriba de lo que cabría esperar, lanzadas muy por encima de la superficie por la acción magnética y convectiva.
LOCKHEED MARTIN/Laboratorio Solar y de Astrofísica
Cuando los astrónomos observan el Sol desde el espacio en longitudes de onda ultravioleta, se comprueba que la cromosfera emite líneas formadas a altas temperaturas, que abarcan el rango de 10.000 a 1.000.000 K. Se puede encontrar toda la gama de ionización de un átomo: por ejemplo, el oxígeno I (neutro) se encuentra en la fotosfera, el oxígeno II a VI (de uno a cinco electrones eliminados) en la cromosfera, y el oxígeno VII y VIII en la corona. Toda esta serie se produce en un rango de altura de unos 5.000 kilómetros. Una imagen de la corona obtenida en longitudes de onda ultravioleta tiene un aspecto mucho más difuso en comparación con las regiones de menor temperatura, lo que sugiere que el material caliente de los elementos magnéticos se extiende hacia fuera con la altura para ocupar todo el espacio coronal. Curiosamente, la emisión de helio, que era la pista original de que la temperatura aumentaba hacia arriba, no es irregular sino uniforme. Esto ocurre porque los átomos de helio son excitados por la emisión de rayos X más difusa y uniforme de la corona caliente.
Una imagen ultravioleta extrema de disco completo, tomada por el Observatorio de Dinámica Solar el 30 de marzo de 2010. Los colores falsos indican las diferentes temperaturas del gas. Los rojos son de unos 60.000 K; los azules y los verdes superan los 1.000.000 K.
NASA/GSFC/SDO/AIA
La estructura de la cromosfera cambia drásticamente con las condiciones magnéticas locales. En los bordes de la red, grupos de espículas se proyectan desde los cúmulos de líneas de campo magnético. Alrededor de las manchas solares, se producen cúmulos de campo más grandes llamados plage (ver más abajo), donde no hay espículas, pero donde la cromosfera es generalmente más caliente y densa. En las zonas de las prominencias las líneas de campo magnético son horizontales y las espículas están ausentes.