Chromosfera

 Ten artykuł od 2009-09 zawiera treści, przy których brakuje odnośników do źródeł.
Należy dodać przypisy do treści niemających odnośników do źródeł. Dodanie listy źródeł bibliograficznych jest problematyczne, ponieważ nie wiadomo, które treści one uźródławiają.
Sprawdź w źródłach: Encyklopedia PWN • Google Books • Google Scholar • Federacja Bibliotek Cyfrowych • BazHum • BazTech • RCIN • Internet Archive (texts / inlibrary)
Po wyeliminowaniu niedoskonałości należy usunąć szablon {{Dopracować}} z tego artykułu.
Budowa Słońca, gwiazdy typu G:
1. Jądro
2. Strefa promienista
3. Strefa konwektywna
4. Fotosfera
5. Chromosfera 		6. Korona
7. Plama słoneczna
8. Granule
9. Protuberancje
Zależność temperatury od wysokości w atmosferze słonecznej[1].
Słońce obserwowane przez teleskop z filtrem H-alpha
Chromosfera podczas całkowitego zaćmienia Słońca we Francji 11 sierpnia 1999
Zobacz hasło chromosfera w Wikisłowniku
Spikule w chromosferze

Chromosfera (łac. chroma barwa + sfera) – warstwa atmosfery słonecznej, znajdująca się pomiędzy fotosferą, a warstwa przejściową. Chromosferę charakteryzuje powolny wzrost temperatury od 4400 K do 25 000 K ze wzrostem wysokości ponad powierzchnię Słońca od 500 km do około 2000 km. Dolna granica chromosfery wyznaczona jest przez minimum temperatury w atmosferze Słońca (4400 K), które znajduje się około 500 km powyżej powierzchni Słońca[2].

Struktury w chromosferze

Struktury chromosferyczne charakteryzują się zróżnicowaną wielkością oraz czasem istnienia. Struktury chromosferyczne uszeregowane od największych do najmniejszych wielkością:

  • Siatka chromosferyczna - wielkoskalowa struktura obserwowana w Hα i CaII, widoczna na zdjęciach jako pojaśnienia przyjmujące postać siatki z komórkami o rozmiarze około 30000 km (30 Mm) i oplatającej Słońce. Rozmiar, czas istnienia oraz ewolucja komórek siatki chromosferycznej jest związana z wielkoskalową konwekcją materii pod fotosferą (supergranulacją)[2].
  • protuberancje i wstęgi chromosferyczne
  • spikule (bryzgi chromosferyczne)
  • bomby Elermana[3]
  • bomby IRIS[3]

Charakterystycznymi elementami chromosfery są cienkie twory w kształcie "palców" świecącego gazu, które przypominają źdźbła pola ognistej trawy wyrastającej z fotosfery. Są to spikule (bryzgi chromosferyczne). Materia ta unosi się do szczytu chromosfery, a następnie po około 10 minutach opada na fotosferę.

Spikule nie są rozmieszczone w chromosferze przypadkowo, lecz gromadzą się na brzegach dużych komórek o rozmiarach około 30 000 km. Struktura tych komórek zwana jest siatką chromosferyczną.

W obszarach wzmożonej aktywności jasność chromosfery jest wyraźnie większa niż w obszarach spokojnych. Rozległe obszary jaśniejszej chromosfery zwane są polami pochodni.

Oprócz obszarów pojaśnionych w chromosferze obserwuje się długie ciemne włókna, które w istocie są protuberancjami spokojnymi widzianymi na tle tarczy Słońca.

Wzrost temperatury w chromosferze

Zgodnie z drugą zasadą termodynamiki przekaz energii możliwy jest od ciała o wyższej temperaturze do ciała o temperaturze niższej. Zatem wzrost temperatury wraz z wysokością ponad powierzchnie Słońca sugeruje istnienie mechanizmów, które generują dodatkową energię w chromosferze (tzw. podgrzewanie chromosfery). Głównymi czynnikami odpowiedzialnymi wzrost temperatury w chromosferze są zjawiska magnetyczne (np.: rekoneksja magnetyczna) oraz fale akustyczne[2].

Obserwacje

Obserwacje struktur chromosfery dokonuje się w szerokim zakresie widma od EUV do emisji radiowej.

Wizualne

Chromosfera jest widoczna gołym okiem jedynie podczas całkowitych zaćmień Słońca. Zaraz po zakryciu fotosfery przez Księżyc widać cienką purpurową obwódkę otaczającą z jednej strony ciemny dysk Księżyca. Charakterystyczna barwa tej obwódki jest powodem, dla którego nazwano ja chromosferą. Wynika ona z silnej emisji w linii Hα (656,3 nm), która znajduje się w czerwonej części widma[4].

Obserwacje satelitarne

Obserwację chromosfery prowadzi się z wykorzystaniem satelitów (satelita/instrument):

Linie chromosferyczne

Do obserwacji struktur w chromosferze stosuje się linie widmowe Hα; MgII; CaII[5]; O I (110 nm); He I( 50.4 nm))[6]

Pomiar pola magnetycznego w chromosferze wykonuje się z użyciem metod polarymetrycznych linii: Hβ; Na D; He I (1083)[6]

Chromosfery gwiazdowe

Badania chromosfer gwiazdowych prowadzi się używających tych samych linii widmowych jak w przypadku badań Słońca (zwłaszcza CaII oraz Hα)[7].

Istnienie chromosfer na innych gwiazdach stwierdzono pośrednio poprzez obserwacje emisji z obszaru jąder linii absorpcyjnych, zarówno w optycznym, jak i ultrafioletowym zakresie widma. Chromosfery mają gwiazdy o typach widmowych "późniejszych" niż F0. Rejestrowana jest również zmienność fotometryczna związana z powstawaniem pól pochodni i cykle gwiazdowe o okresach kilku, kilkunastu lub nawet kilkudziesięciu lat. Chromosfery mają także gwiazdy odewoluowane z konwektywnymi otoczkami, co wiadomo np. z badań nad asymetrią profili linii widmowych.

Linki zewnętrzne

Obserwacje satelitarne chromosfery z wykorzystaniem satelity SDO -SDO/AIA 304

Przypisy

  1. ↑ Krzysztof Jahn Atmosfera Słońca w:"Wirtualnym Wszechświecie"
  2. ↑ a b c EricE. Priest EricE., Magnetohydrodynamics of the Sun, Cambridge University Press, 2014, ISBN 978-0-521-85471-9 .
  3. ↑ a b Markus JM.J. Aschwanden Markus JM.J., New millennium solar physics, Cham, Switzerland, ISBN 978-3-030-13956-8, OCLC 1102592858 [dostęp 2020-05-16] .
  4. ↑ A.A. Dalgarno A.A., Spectroscopy of astrophysical plasmas, D.D. Layzer, Cambridge University Press, 1987, ISBN 0-521-26315-8 .
  5. ↑ chromosfera Słońca, [w:] Encyklopedia PWN [dostęp 2020-05-15] .
  6. ↑ a b SamiS. Solanki SamiS., Structure of the solar chromosphere, „Proceedings of International Astronomical Union”, Cambridge University Press, 2004, DOI: 10.1017/S1743921304005587  (ang.).
  7. ↑ OddbjørnO. Engvold OddbjørnO., The Sun as a Guide to Stellar Physics, Elsevier, 2019, DOI: 10.1016/C2017-0-01365-4, ISBN 978-0-12-814334-6 .
  • p
  • d
  • e
Kontrola autorytatywna (powłoka ciała niebieskiego):
  • LCCN: sh85127912
  • GND: 4258764-5
  • NDL: 00570031
  • BnF: 11982521b
  • BNCF: 31596
  • J9U: 987007534032505171
  • PWN: 4007868
  • Britannica: topic/chromosphere
  • БРЭ: 4671459, 4671468
  • SNL: kromosfære
  • Catalana: 0095113
  • DSDE: kromosfære