Cromosfera - Chromosphere
La cromosfera ( "esfera de color") es la segunda de las tres capas principales en el Sun 's atmósfera y es aproximadamente 3.000 a 5.000 kilómetros de profundidad. Su color rojo rosado solo es aparente durante los eclipses. La cromosfera se encuentra justo encima de la fotosfera y debajo de la región de transición solar . La capa de la cromosfera encima de la fotosfera es homogénea. Un bosque de espículas de apariencia peluda se eleva desde la capa homogénea, algunas de las cuales se extienden 10,000 km hacia la corona de arriba.
La densidad de la cromosfera es solo de 10 a 4 veces la de la fotosfera, la capa inferior, y de 10 a 8 veces la de la atmósfera de la Tierra al nivel del mar. Esto hace que la cromosfera sea normalmente invisible y solo se puede ver durante un eclipse total , donde se revela su color rojizo. Los tonos de color están entre el rosa y el rojo. Sin un equipo especial, la cromosfera normalmente no se puede ver debido al brillo abrumador de la fotosfera debajo.
La densidad de la cromosfera disminuye con la distancia desde el centro del Sol. Esto disminuye exponencialmente de 10 17 partículas por centímetro cúbico, o aproximadamente2 × 10 −4 kg / m 3 hasta menos1,6 × 10 −11 kg / m 3 en el límite exterior. La temperatura disminuye desde el límite interior a aproximadamente 6.000 K hasta un mínimo de aproximadamente 3.800 K, antes de aumentar hasta más de 35.000 K en el límite exterior con la capa de transición de la corona .
También se han observado cromosferas en estrellas distintas del Sol. La cromosfera del Sol ha sido difícil de examinar y descifrar, aunque las observaciones continúan con la ayuda del espectro electromagnético.
Comparando cromosfera y fotosfera
Mientras que la fotosfera tiene una línea de absorción del espectro, de la cromosfera espectro está dominado por las líneas de emisión . En particular, una de sus líneas más fuertes es la H α a una longitud de onda de 656,3 nm; esta línea es emitida por un átomo de hidrógeno siempre que su electrón haga una transición del nivel de energía n = 3 al n = 2 . Una longitud de onda de 656,3 nm está en la parte roja del espectro, lo que hace que la cromosfera tenga su característico color rojizo.
Al analizar el espectro de la cromosfera, se encontró que la temperatura de esta capa de la atmósfera solar aumenta con la altura en la propia cromosfera. La temperatura en la parte superior de la fotosfera es de solo 4.400 K, mientras que en la parte superior de la cromosfera, unos 2.000 km más alta, alcanza los 25.000 K. Sin embargo, esto es lo contrario de lo que encontramos en la fotosfera, donde la temperatura desciende al aumentar la altura. . Aún no se comprende completamente qué fenómeno hace que la temperatura de la cromosfera aumente, paradójicamente, más lejos del interior del Sol. Sin embargo, parece probable que se explique, parcial o totalmente, por la reconexión magnética .
Fenómenos cromosféricos
Se pueden observar muchos fenómenos en la cromosfera:
- La característica más común es la presencia de espículas . Las espículas suben a la parte superior de la cromosfera y luego vuelven a descender en el transcurso de unos 10 minutos. De manera similar, hay volutas horizontales de gas llamadas fibrillas , que duran aproximadamente el doble que las espículas.
- Los filamentos (y las prominencias, que son filamentos vistos de lado) subyacen a muchas eyecciones de masa coronal y, por lo tanto, son importantes para la predicción del clima espacial .
- Las imágenes tomadas en líneas cromosféricas típicas muestran la presencia de células más brillantes, generalmente denominadas red , mientras que las regiones más oscuras circundantes se denominan internetwork . Se ven similares a los gránulos que se observan comúnmente en la fotosfera debido a la convección de calor .
- Se han encontrado oscilaciones periódicas desde las primeras observaciones con el instrumento SUMER a bordo del SOHO con una frecuencia de 3 mHz a 10 mHz, correspondiente a un tiempo periódico característico de tres minutos. Las oscilaciones del componente radial de la velocidad del plasma son típicas de la cromosfera alta. Ahora sabemos que el patrón de granulación fotosférica generalmente no tiene oscilaciones por encima de 20 mHz, mientras que TRACE detectó ondas de frecuencia más alta (100 mHz o un período de 10 s) en la atmósfera solar (a temperaturas típicas de la región de transición y corona) .
- Se pueden ver bucles fríos en el borde del disco solar. Se diferencian de las prominencias porque se ven como arcos concéntricos con una temperatura máxima del orden de 0,1 MK (demasiado baja para considerarse características coronales). Estos bucles fríos muestran una intensa variabilidad: aparecen y desaparecen en algunas líneas UV en menos de una hora, o se expanden rápidamente en 10-20 minutos. Foukal estudió estos bucles fríos en detalle a partir de las observaciones tomadas con el espectrómetro EUV en Skylab en 1976. De lo contrario, cuando la temperatura del plasma de estos bucles se vuelve coronal (por encima de 1 MK), estas características parecen más estables y evolucionan en tiempos más largos.
Cromosferas estelares
Una medida espectroscópica de la actividad cromosférica en otras estrellas es el índice S de Mount Wilson .
Ver también
Referencias
enlaces externos
- Explicación animada de la cromosfera (y la región de transición) Archivado el 16 de noviembre de 2015 en la Wayback Machine (Universidad de Gales del Sur).
- Explicación animada de la temperatura de la cromosfera (y región de transición) (Universidad de Gales del Sur).