chromosfera Słońca

chromosfera Słońca

[gr. chrṓma ‘barwa’, sphaíra ‘kula’],

warstwa atmosfery Słońca rozciągająca się od wysokości 500 km do ok. 2000 km;

znajduje się pomiędzy fotosferą a warstwą przejściową i koroną; jest widoczna podczas całkowitego zaćmienia Słońca lub za pomocą koronografu — w postaci czerwonej, postrzępionej otoczki („płonącego rżyska”) nad brzegiem Słońca. Swój wygląd chromosfera Słońca zawdzięcza głównie bryzgom chromosferycznym, wąskim strugom gorącej materii, świecącym najintensywniej promieniowaniem odpowiadającym czerwonej linii wodoru H_α (λ = 656,28 nm). Chromosfera Słońca charakteryzuje się wzrostem temperatury, od 4100 K u podstawy do ok. 25 000 K na granicy warstwy przejściowej, który jest skutkiem ogrzewania rozrzedzonego gazu (o gęstości 10⁻⁶–10⁻¹² kg/m³) przez fale akustyczne i hydromagnetyczne. W chromosferze Słońca powstają charakterystyczne linie widmowe, tzw. linie chromosferyczne, jednokrotnie zjonizowanych atomów wapnia (Ca II, linie H i K, λ ≈ 400) i jednokrotnie zjonizowanych atomów magnezu (Mg II, linie h i k, λ ≈ 280 nm), które są czułymi wskaźnikami poziomu aktywności magnetycznej (chromosferycznej) innych gwiazd. Emisja promieniowania Słońca o liniach Ca II i Mg II jest najintensywniejsza ponad obszarami aktywnymi, przenikniętymi silnym polem magnetycznym, gdzie obserwuje się jasną sieć chromosferyczną (pokrywającą się z siecią fotosferyczną), utworzoną przez flokuły i pochodnie słoneczne składające się z małych elementów magnetycznych, zawierających gaz gorętszy od otoczenia, i gromadzących się na brzegach komórek supergranulacji. Chromosfera Słońca jest miejscem rozbłysków — gwałtownych pojaśnień związanych z anihilacją lub erupcją pola magnetycznego, których liczba i intensywność są największe w okresie maksymalnej aktywności Słońca (rozbłyski słoneczne). W chromosferze Słońca są także widoczne ślady konwekcji zachodzącej w otoczce; mają one postać systematycznych, horyzontalnych przepływów (z prędkością 300–500 km/s) tworzących komórki supergranulacji.