Chromosfera i korona

Chromosfera

Chromosfera reprezentuje dynamiczne przejście pomiędzy chłodnym minimum temperaturowym zewnętrznej fotosfery a rozproszoną, mającą miliony stopni koroną powyżej. Swoją nazwę i różowy kolor zawdzięcza czerwonej linii Hα wodoru o długości 6562,8 angstremów (Å); 1 Å = 10-10 metrów. Ponieważ linia ta jest tak silna, jest to najlepszy środek do badania chromosfery. Z tego powodu specjalne monochromatory są powszechnie używane do badania Słońca w wąskim paśmie długości fal. Ponieważ gęstość maleje z wysokością szybciej niż natężenie pola magnetycznego, pole magnetyczne dominuje w strukturze chromosfery, co odzwierciedla rozciągłość fotosferycznych pól magnetycznych. Reguły tego wzajemnego oddziaływania są proste: każdy punkt w chromosferze, gdzie pole magnetyczne jest silne i pionowe jest gorący, a więc jasny, a każde miejsce, gdzie jest ono poziome jest ciemne. Supergranulacja, która koncentruje pole magnetyczne na jego krawędziach, tworzy chromosferyczną sieć jasnych regionów o wzmocnionym polu magnetycznym.

Najwyraźniejszymi strukturami w chromosferze, szczególnie w kończynach, są skupiska dżetów, lub strumieni, plazmy zwanych spiculami. Spicule rozciągają się nawet do 10 000 kilometrów nad powierzchnią Słońca. Ponieważ chromosfera emituje silnie wzbudzone linie helu, początkowo uważano, że jest gorąca. Jednak pomiary radiowe, szczególnie dokładny sposób pomiaru temperatury, wykazały, że wynosi ona tylko 8000 K, czyli jest nieco gorętsza niż fotosfera. Szczegółowe mapy radiowe pokazują, że gorętsze regiony zbiegają się z silniejszymi polami magnetycznymi. Zarówno gorące, jak i zimne regiony rozciągają się znacznie wyżej, niż można by się spodziewać, podrzucone wysoko nad powierzchnię przez działanie magnetyczne i konwekcyjne.

Gdy astronomowie obserwują Słońce z kosmosu przy długościach fal ultrafioletowych, okazuje się, że chromosfera emituje linie powstałe w wysokich temperaturach, obejmujących zakres od 10 000 do 1 000 000 K. Można znaleźć cały zakres jonizacji atomu: na przykład, tlen I (neutralny) znajduje się w fotosferze, tlen II do VI (od jednego do pięciu elektronów usuniętych) w chromosferze, a tlen VII i VIII w koronie. Cała ta seria występuje w przedziale wysokości około 5 000 kilometrów. Obraz korony uzyskany przy długościach fal ultrafioletowych ma znacznie bardziej rozproszony wygląd w porównaniu z regionami o niższej temperaturze, co sugeruje, że gorąca materia w elementach magnetycznych rozprzestrzenia się na zewnątrz wraz z wysokością, zajmując całą przestrzeń koronalną. Co ciekawe, emisja helu, która była pierwotną wskazówką, że temperatura rośnie w górę, nie jest rozproszona, lecz jednorodna. Dzieje się tak, ponieważ atomy helu są wzbudzane przez bardziej rozproszoną i jednolitą emisję promieniowania rentgenowskiego z gorącej korony.

Struktura chromosfery zmienia się drastycznie wraz z lokalnymi warunkami magnetycznymi. Na krawędziach sieci, skupiska spiculi wystają z kłębków linii pola magnetycznego. Wokół plam słonecznych występują większe kępy pola zwane plagami (patrz niżej), gdzie nie ma spiculi, ale gdzie chromosfera jest ogólnie gorętsza i gęstsza. W obszarach prominencji linie pola magnetycznego są poziome i spicule są nieobecne.