Хромосфера

Хромосфера (буквално, "сфера на боја") е втора од трите главни слоеви во сончевата атмосфера и е околу 2.000 километри длабока. Таа се наоѓа веднаш над фотосферата и под регионот на сончевата транзиција.
Густината на хромосфера е многу ниска,  само 10−4 пати поголема од таа на фотосферата, и 10−8 пати, од атмосферата на Земјата. Ова ја прави хромосферата нормално невидлива  и може да се види само во текот на вкупното затемнување, кога ја покажува својата црвеникава боја. Нијансите на бојата се некаде помеѓу розовата и црвената. Сепак, без специјална опрема,  хромосферата не може нормално да се гледа. Тоа е така како резултат на огромната осветленоста на фотосферата. 
Густината на хромосфера опаѓа со растојанието од центарот на сонцето. Ова го намалува логаритамски од 1017 честички по кубен сантиметар, или приближно  2 × 10−4 кг / м3 до под 2 × 10−4 кг / м3  на надворешната граница.  Температурата почнува да се намалува од внатрешната граница на околу 6.000 К. to a minimum of approximately 3,800 K, 

Споредување хромосфера и фотосфера

Додека фотосфера има линија спектар апсорпција,спектарот на хромосфера е доминирана од страна на линии на емисија. Конкретно, еден од нејзините најсилни линии е Hα на бранова должина од 656,3 nm; оваа линија се емитува од атомот на водород, кога неговите електрони прават транзиција од n = 3 до ниво на n = 2 енергија. Бранова должина од 656,3 nm е во црвениот дел од спектарот, и тоа  предизвикува хромосфера да ја има својата карактеристична црвеникава боја.
Со анализа на спектарот на хромосфера, откриено е дека температурата на овој слој на сончевата атмосфера се зголемува со зголемување на висината на самата хромосфера. Температурата на врвот на фотосфера е само околу 4400 К, а на врвот на хромосфера, околу 2.000  километри повисоко,па така  таа достигнува 25.000 К. Сепак, ова е спротивно на она што го наоѓаме во фотосфера, каде температурата паѓа со зголемување на висината. Тоа сè уште не е целосно сфатено, како  температурата на хромосфера парадоксално  се зголемува уште повеќе од внатрешноста на Сонцето. Сепак, веројатно може да се објасни, делумно или целосно, со магнетна реконекција.

 Особености 

Многу интересни феномени можат да се забележат во хромосфера, што се многу сложени и динамични:

• Филаменти (и проминенции, кои се нишки гледано од страна) придонесуваат многу коронални масовни исфрлања и оттаму се важни за предвидување на простор времето. Сончеви проминенции, понекогаш достигнуваат висина од 150.000  километри. Овие гигантски облаци од гас се најспектакуларните од сончевите феномени, настрана од поретките сончеви ракети
Најчестата функција е присуство на spicules,(долги тенки прсти на прозрачен гас), кои се појавуваат како ножеви на огромна област на огнена трева.Spicules се качуваат на врвот на хромосфера и потоа потонуваат назад повторно во текот на околу 10 минути. Слично на тоа, постојат хоризонтални снопчиња на гас наречени фибрили, кои траат двапати подолго од spicules.

• Слики направени во типични хромосферски линии покажуваат присуство на светли клетки, обично се нарекуваат  мрежа, додека околните црни региони се наречени междумрежa. Тие се слични на гранули.

• Периодични осцилации се пронајдени од првите набљудувања со инструментот SUMER на одборот SOHO со честота од 3 МHz до 10 mHz, што одговара на карактеристичното периодично време од три минути. Осцилациите на радијалната составница на брзината на плазмата се типични за високата  хромосфера.

• Кул јамки можат да се видат на границата на сончевиот диск. Тие се различни од проминенции затоа што тие изгледаат како концентрични арки со максимална температура од 0,1 цел МК (премногу ниски за да имаат  коронални одлики). Овие кул јамки покажуваат интензивна варијабилност: тие се појавуваат и исчезнуваат во некои УВ линии во време помалку од еден час, или тие брзо се прошируваат во 10-20 минути. Foukal  ги проучувале овие кул јамки во детали и направиле забелешките со EUV спектрометар на Скајлаб во 1976. Инаку, кога температурата на плазмата од овие јамки станува коронална (над 1 МК), овие одлики се појавуваат  стабилни и се развиваат на подолго време.
Види flash spectrum  од сончевата атмосфера (Затемнуванје на 7 март 1970).

 Поврзано 
•
•

 Наводи 

Категорија:Сонце