Cromosfera e coroa

Cromosfera

A cromosfera representa a transição dinâmica entre a temperatura mínima fria da fotosfera exterior e a difusa corona de milhões de graus acima. O seu nome e cor-de-rosa deriva da linha vermelha Hα de hidrogénio a 6562,8 angstroms (Å); 1 Å = 10-10 metros. Devido a esta linha ser tão forte, é o melhor meio para estudar a cromosfera. Por esta razão, monocromadores especiais são amplamente utilizados para estudar o Sol numa faixa estreita de comprimento de onda. Porque a densidade diminui com a altura mais rapidamente do que a força do campo magnético, o campo magnético domina a estrutura cromosférica, o que reflecte a extensão dos campos magnéticos da fotosfera. As regras para esta interacção são simples: cada ponto da cromosfera onde o campo magnético é forte e vertical é quente e por isso brilhante, e cada lugar onde é horizontal é escuro. A supergranulação, que concentra o campo magnético nos seus bordos, produz uma rede cromosférica de regiões brilhantes de campos magnéticos melhorados.

cromosfera

As estruturas mais proeminentes na cromosfera, especialmente no membro, são os aglomerados de jactos, ou fluxos, de plasma chamados espículas. As espículas estendem-se até 10.000 quilómetros acima da superfície do Sol. Por emitir fortemente as linhas de alta excitação do hélio, pensava-se originalmente que a cromosfera era quente. Mas as medições por rádio, um meio particularmente preciso de medir a temperatura, mostram que é apenas 8.000 K, um pouco mais quente do que a fotosfera. Os mapas de rádio detalhados mostram que as regiões mais quentes coincidem com campos magnéticos mais fortes. Tanto as regiões quentes como as frias estendem-se muito mais alto do que se poderia esperar, atiradas para cima da superfície por acção magnética e convectiva.

Quando os astrónomos observam o Sol do espaço em comprimentos de onda ultravioleta, verifica-se que a cromosfera emite linhas formadas a altas temperaturas, abrangendo a gama de 10.000 a 1.000.000 K. Toda a gama de ionização de um átomo pode ser encontrada: por exemplo, oxigénio I (neutro) é encontrado na fotosfera, oxigénio II a VI (um a cinco electrões removidos) na cromosfera, e oxigénio VII e VIII na coroa. Toda esta série ocorre num intervalo de altura de cerca de 5.000 quilómetros. Uma imagem da coroa obtida em comprimentos de onda ultravioleta tem uma aparência muito mais difusa em comparação com regiões de temperaturas mais baixas, sugerindo que o material quente nos elementos magnéticos se espalha para fora com altura para ocupar todo o espaço coronal. Curiosamente, a emissão de hélio, que era a pista original de que a temperatura aumentava para cima, não é desigual mas uniforme. Isto ocorre porque os átomos de hélio são excitados pela emissão de raios X mais difusa e uniforme da corona quente.

A estrutura da cromosfera muda drasticamente com as condições magnéticas locais. Nas extremidades da rede, grupos de espículas projectam-se a partir dos tufos das linhas do campo magnético. Em redor das manchas solares, ocorrem aglomerados maiores de campo chamados plage (ver abaixo), onde não existem espículas, mas onde a cromosfera é geralmente mais quente e mais densa. Nas áreas de destaque, as linhas do campo magnético são horizontais e as espículas estão ausentes.