Chromosféra - sluneční atmosféra

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 (H_alfa) 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 H_alfa, 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.