Cromosfera e corona

Cromosfera

La cromosfera rappresenta la transizione dinamica tra il minimo di temperatura fredda della fotosfera esterna e la diffusa corona di milioni di gradi al di sopra. Deriva il suo nome e il suo colore rosa dalla linea rossa Hα dell’idrogeno a 6562,8 angstrom (Å); 1 Å = 10-10 metri. Poiché questa linea è così forte, è il mezzo migliore per studiare la cromosfera. Per questo motivo speciali monocromatori sono ampiamente usati per studiare il Sole in una stretta banda di lunghezza d’onda. Poiché la densità diminuisce con l’altezza più rapidamente dell’intensità del campo magnetico, il campo magnetico domina la struttura cromosferica, che riflette l’estensione dei campi magnetici fotosferici. Le regole di questa interazione sono semplici: ogni punto della cromosfera dove il campo magnetico è forte e verticale è caldo e quindi luminoso, e ogni luogo dove è orizzontale è scuro. La supergranulazione, che concentra il campo magnetico sui suoi bordi, produce una rete cromosferica di regioni luminose di campi magnetici potenziati.

Le strutture più importanti nella cromosfera, specialmente nel lembo, sono gli ammassi di getti, o flussi, di plasma chiamati spicole. Le spicole si estendono fino a 10.000 chilometri sopra la superficie del Sole. Poiché emette fortemente le linee ad alta eccitazione dell’elio, si pensava originariamente che la cromosfera fosse calda. Ma le misurazioni radio, un mezzo particolarmente accurato per misurare la temperatura, mostrano che è solo 8.000 K, un po’ più calda della fotosfera. Mappe radio dettagliate mostrano che le regioni più calde coincidono con campi magnetici più forti. Sia le regioni calde che quelle fredde si estendono molto più in alto di quanto ci si potrebbe aspettare, lanciate in alto sopra la superficie dall’azione magnetica e convettiva.

Quando gli astronomi osservano il Sole dallo spazio a lunghezze d’onda ultraviolette, si scopre che la cromosfera emette linee formate ad alte temperature, che vanno da 10.000 a 1.000.000 K. L’intera gamma di ionizzazione di un atomo può essere trovata: per esempio, l’ossigeno I (neutro) si trova nella fotosfera, l’ossigeno da II a VI (da uno a cinque elettroni rimossi) nella cromosfera, e l’ossigeno VII e VIII nella corona. Tutta questa serie si verifica in un intervallo di altezza di circa 5.000 chilometri. Un’immagine della corona ottenuta a lunghezze d’onda ultraviolette ha un aspetto molto più diffuso rispetto alle regioni a bassa temperatura, suggerendo che il materiale caldo negli elementi magnetici si diffonde verso l’esterno con l’altezza per occupare l’intero spazio coronale. È interessante notare che l’emissione di elio, che era l’indizio originale che la temperatura aumentava verso l’alto, non è frammentaria ma uniforme. Questo accade perché gli atomi di elio sono eccitati dalla più diffusa e uniforme emissione di raggi X dalla corona calda.

La struttura della cromosfera cambia drasticamente con le condizioni magnetiche locali. Ai bordi della rete, grappoli di spicole si proiettano dai ciuffi di linee di campo magnetico. Intorno alle macchie solari, si verificano ammassi di campo più grandi chiamati plage (vedi sotto), dove non ci sono spicole, ma dove la cromosfera è generalmente più calda e più densa. Nelle aree delle prominenze le linee di campo magnetico sono orizzontali e le spicole sono assenti.