Chromosféra
Vrstva sluneční atmosféry mezi fotosférou a korónou
Chromosféra je jedna z vrstev sluneční atmosféry. Chromosféra, která dosahuje
tloušťky 12 000 až 14 000 km (16 000 km) leží mezi fotosférou
a korónou. Teplota chromosféry stoupá z 6 000 K na 10 000 K
nebo 20 000 K a hustota částic klesá jen na 1015 až 109 v kubickém
centimetru. Ve srovnání s fotosférou tak hustota chromosféry klesá až 108×!
Chromosféra však není příliš homogenní. Za homogenní lze považovat jen její spodní
část o tloušťce 2 000 - 3 000 km. Výše je chromosféra značně nehomogenní. Tvoří ji tzv.
spikule, které mají podobu šlehajících plamenů či
vysokého trávníku. Tyto proudy plazmy se pohybují rychlostí v průměru okolo 20 - 30 km / s
a přecházejí dále do spodních vrstev koróny. Celková výška spikulí je totiž asi 20 000 km.
Narozdíl od níže ležící fotosféry není chromosféra pouhým okem pozorovatelná. Vyjma
krátkých okamžiků na začátku (konci) úplného slunečního zatmění, kdy se objeví jako
narůžovělý srpek. Toto zabarvení chromosféry je způsobeno emisní čárou, emisí vodíkových
atomů při přechodu elektronů ze třetí na druhou
hladinu. Tato čára (Halfa) Balmerovy série je nejintenzivnější ze všech
emisních čar sluneční chromosféry.
Čtěte také: Sluneční
erupce a CME (výrony koronální hmoty)
V tzv. přechodové vrstvě, na rozhraní chromosféry a koróny, dochází ke skokovému
nárůstu teploty. Zatímco chromosféra září v čáře Halfa, tak koróna září
především v UV a rentgenovém pásmu a na rádiových vlnách. Tato přechodová vrstva je
velice tenká, pouhých asi 100 km. A takovéto nic motá hlavy slunečních fyziků již
řadu desetiletí, neboť mechanismus ohřevy koróny není dodnes uspokojivě vysvětlen.
Ví se, že hlavním přenašečem energie z chromosféry do koróny jsou magnetická pole,
nikoliv konvektivní proudy, to je zatím ale asi tak vše…
V chromosféře probíhají ty nejdynamičtější procesy ve sluneční atmosféře. Můžeme
tady pozorovat zjasnění zvaná jako flokulová pole,
sluneční erupce a některé typy
protuberancí. V průmětu chromosféry na
sluneční disk se protuberance jeví jako tmavá vlákna zvaná filamenty. Všechny tyto
jevy navazují na děje probíhající níže, ve fotosféře. A dozajista i ve vrstvě ještě
nižší - v konvektivní zóně pod "povrchem" Slunce.
Flokulová pole v chromosféře se objevují nad skupinami
skvrn, které se nacházejí ve fotosféře se, ve kterých čas od času dochází k náhlým
zjasněním - chromosférickým erupcím. Ty erupce jsou doprovázeny rentgenovým a korpuskulárním
zářením.
U oblastí s velkým gradientem magnetického pole (především u skvrn v tzv. delta
konfiguracích, kdy se ve společné penumbře vyskytují dvě jádra /umbry/ opačných polarit)
spojených navíc se spirální skupinou, je vznik velké protonové erupce velice pravděpodobný.
Magnetické toky v takovýchto skupinách mohou činit až 1014 Wb.
Takováto uspořádání předcházejí velkou protonovou erupci zpravidla o 3 až 4 dny. Velké
neutronové toky se však mohou objevit i při malých protonových erupcích typu subflare.
Další související články:
+ Sluneční erupce a CME (výrony koronální hmoty)
+ Protuberance, nejefektnější projev sluneční aktivity
+ Sluneční skvrny, temná oka na slunečním disku
+ Sluneční vítr, proud nabitých částic unikajících ze Slunce
+ Obří sluneční skvrna AR 12192 přecházela přes sluneční disk
+ Sluneční erupce pozdního léta, Solar Dynamics Observatory nasnímala sluneční erupci třídy M5
+ Bafající Slunce porodilo neochotnou erupci, sluneční erupce v roce 2014
+ Fotosféra, nejspodnější a velice tenká vrstva sluneční atmosféry
+ Počasí na Slunci?
+ Flokuly, jasné oblasti sluneční chromosféry
+ Sluneční soustava, model
+ Třírozměrné Slunce ze sond Stereo
+ Sluneční erupce aktuálně, online pohled na Slunce z SDO
+ Sluneční skvrny online, online pohled na Slunce z SDO
+ Solární konstanta; konstanta, která je proměnná - hodnota solární konstanty
+ Den Země - i naše planeta má svůj svátek
|