The Chromosphere
Normalnie, świetlista powierzchnia Słońca, zwana fotosferą, jest najczęstszą cechą, którą widzimy, a nawet tak jej jasność maskuje wiele innych ważnych regionów Słońca z łatwego widoku. Jednak gdy odfiltrujemy światło z fotosfery, wszystkie inne, słabsze regiony znikają całkowicie. Tylko podczas całkowitego zaćmienia Słońca mamy okazję w pełni docenić wszystkie inne szczegóły Słońca ukryte przez blask fotosfery.
Powyżej fotosfery i rozciągający się około 5000 km ponad jej burzliwą powierzchnią, znajduje się region atmosfery słonecznej zwany chromosferą. Jest ona widoczna tylko podczas całkowitych zaćmień Słońca lub przy użyciu skomplikowanych teleskopów, a jej czerwono-różowawy kolor nadaje poczerniałemu Księżycowi cienką aureolę koloru na tle szarawej korony, stąd jej nazwa „chromosfera”.
To spektakularne zdjęcie jest dziełem Luca Viatoura (Luc Viatour / www.Lucnix.be) z zaćmienia w 1999 roku i wyraźnie pokazuje chromosferę i niektóre z jej szczegółów.
Fizycznie, chromosfera zaczyna się w pobliżu powierzchni fotosfery z temperaturą bliską 4700 Celsjusza i gęstością 1017 cząstek/cm3 (2×10-4 kg/m3), a na najwyższym poziomie osiąga temperaturę bliską 25 000 Celsjusza i niższą gęstość 1010 cząstek/cm3 (2×10-11 kg/m3). Jednak zamiast być jednorodną powłoką plazmy, przypomina troposferę naszej planety Ziemi, gdzie z minuty na minutę pojawiają się złożone burze i inne zjawiska. Powodem tego jest fakt, że pola magnetyczne powstające na lub pod powierzchnią fotosfery nie są ograniczone do powierzchni Słońca, ale rozciągają się na całą chromosferę. Łuki magnetyczne, protminencje i inne dywany aktywności magnetycznej wielokrotnie tworzą się i rozpuszczają, uwalniając energię i wzbudzając plazmę chromosferyczną. Fizycy słoneczni nazywają chromosferę i wąski obszar ponad nią słonecznym „regionem interfejsu”. Jest to złożona strefa plazmy i pola magnetycznego, która przenosi materię i energię pomiędzy fotosferą a koroną. Szkic wielu zjawisk tam zachodzących pokazano na rysunku:
Rysunek przedstawia powierzchnię Słońca (fotosferę) znajdującą się na wysokości 0 kilometrów (Na rysunku jest to zapisane jako 0 Megametrów: 0 Mm) oraz mini pętle magnetyczne powstałe tam w wyniku konwekcji granulacji słonecznej. Wierzchołki tych małych pętli ponownie łączą się ze sobą tworząc bardziej splątane pole magnetyczne i uwalniają energię, która ogrzewa lokalną plazmę. Powoduje to również powstawanie fal uderzeniowych, które wędrują na zewnątrz w kierunku podstawy korony i podgrzewają plazmę do temperatury 100 000 Celsjusza lub wyższej. Proces ten generuje również zakłócenia magnetyczne zwane falami Alfvena, które podróżują wzdłuż linii pola magnetycznego i dalej ogrzewają plazmę koronalną.
Obserwatorium Słoneczne NASA, IRIS, uruchomione w 2013 roku posiada instrumenty specjalnie zaprojektowane do badania temperatury, gęstości i przepływów masy w tym ważnym regionie słonecznym, i to z rozdzielczością na tyle wysoką, by dostrzec elementy o średnicy zaledwie 200 km! Przykładem takich obrazów jest pokazany tutaj fragment chromosfery z licznymi pionowymi włóknami i innymi strukturami, porównany z matematycznym modelem tego, co pola magnetyczne i plazma mogą robić w podobnych warunkach.
Rysunek przedstawiający (u góry) rzeczywisty obraz IRIS struktury chromosfery powyżej fotosfery i (u dołu) symulację fizyki plazmy i pól magnetycznych tworzonych przez konwekcyjną powierzchnię fotosfery. (Credit: Tahar Amari, Jean-François Luciani et Jean-Jacques Aly du Centre de physique théorique (CNRS/École Polytechnique) et du Service d’Astrophysique-Laboratoire AIM (CNRS/CEA/Université Paris Diderot) http://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/soleil-enigme-chauffage-couronne-solaire-enfin-resolue-58585/
Wśród bestiariusza nowych zjawisk wykrytych przez IRIS są bomby termiczne (ang, mini tornada, szybkie dżety i nanoflary – wszystkie napędzane przez pola magnetyczne i interakcje plazmy, zdolne do przenoszenia energii przez chromosferę i do korony. https://www.nasa.gov/content/goddard/iris-helps-explain-heating-of-solar-atmosphere
Astronomowie zwykli nazywać je słonecznymi spiculami. Spicule to dynamiczny strumień plazmy o średnicy około 500 km, który porusza się w górę z prędkością około 20 km/s od fotosfery. Zostały one odkryte w 1877 roku przez ojca Angelo Secchi z Obserwatorium Collegium Romanum w Rzymie. Trwają one około 15 minut i przenoszą około 100 razy większą gęstość masy na sekundę niż wiatr słoneczny. Około 60.000 z nich pieprzy całą powierzchnię Słońca tuż nad fotosferą i może osiągnąć maksymalną wysokość 10.000 km na szczycie chromosfery. Zadziwiające, że wciąż nie mamy dobrego wyjaśnienia tego ważnego zjawiska chromosferycznego!
Oto obraz uzyskany przez sondę kosmiczną Hinode, przedstawiający żywopłot spiculi wzdłuż krawędzi Słońca.
Credit: Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen and Karel Schrijver/UCAR.
Na tym wykresie obejmującym 15 000 km wysokości ponad fotosferą, widoczne są przepływy o dużej prędkości w górnej chromosferze jako spicule typu II wyrzucane do korony. Materiał ten jest widoczny w szerokim zakresie temperatur, a część z niego zostaje uwięziona w koronalnym polu magnetycznym. Później materiał ten wypada wzdłuż tych samych linii pola magnetycznego, najprawdopodobniej jako zjawisko zwane „koronalnym deszczem”.(Credit: Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen i Karel Schrijver/UCAR).
Dlaczego chromosfera świeci tak jasno na kolor czerwony? Składająca się głównie z wodoru, w tych warunkach temperaturowych, najbardziej powszechnym sposobem świecenia gazów wodorowych jest emisja szczególnej linii widmowej zwanej wodorem alfa lub Ha o długości fali 656,3 nanometrów (6563 Angstremów). Linia ta pochodzi z przejścia kwantowego pomiędzy poziomami energetycznymi N=3 i N=2 atomu wodoru i jest podstawową linią atomową w tak zwanej serii przejść Balmera. Światło to, gdy jest generowane, świeci wyraźnym czerwonym kolorem, nadając chromosferze jej charakterystyczny kolor. Dlaczego jednak to właśnie ta linia emisyjna spośród dziesiątek innych linii wodoru nadaje chromosferze jej kolor?
Intensywność różnych linii emisyjnych wodoru jest skomplikowaną równowagą pomiędzy gęstością wodoru a lokalną temperaturą. Ponieważ gęstość spada o czynnik 10 milionów pomiędzy dolną a górną częścią chromosfery, a temperatura wzrasta o czynnik 5 w tym samym zakresie wysokości 10 000 km, modele tego, jak atomy wodoru są wzbudzane w celu wytworzenia różnych możliwych linii emisyjnych są bardzo wrażliwe na wysokość nad fotosferą. Szczegółowe, trójwymiarowe obliczenia promieniowania sugerują, że większość tej emisji Ha jest produkowana w wąskiej strefie pomiędzy 500 km a 1500 km od powierzchni Słońca, gdzie temperatura i gęstość są idealne.
Zauważmy, że dla atomów wodoru w temperaturze 10 000 Celsjusza średnia prędkość atomów wynosi tylko 13 km/s i jest znacznie mniejsza od prędkości ucieczki dla powierzchni Słońca wynoszącej 618 km/s, więc nawet przy tak wysokich temperaturach atmosfera Słońca wewnątrz chromosfery jest uwięziona przez grawitację słoneczną.
Więc to, co widzimy z Ziemi podczas całkowitego zaćmienia Słońca to tylko niewielki wycinek słonecznej chromosfery. W rzeczywistości, region ten o szerokości 10 000 km odejmowałby kąt zaledwie 13 arcsekund, patrząc z powierzchni Ziemi. Dla porównania, niektóre z głębszych dolin wzdłuż krawędzi Księżyca mają około 10 km głębokości i odejmują kąt 6 arcseconds. Oznacza to, że nawet podczas najbardziej idealnego całkowitego zaćmienia Słońca, chromosfera jest całkowicie zasłonięta lub tylko przelotnie widoczna, gdy światło z tego regionu przechodzi przez niektóre z głębszych kanionów księżycowych.
Interesującym sposobem na astronomiczne badanie tego regionu jest użycie spektroskopu. Normalnie, spektroskop ma małą szczelinę, aby obserwowane linie były jak najwęższe i jak najbardziej „zogniskowane”, ale ponieważ chromosfera jest tak wąska, podczas całkowitego zaćmienia Słońca krawędź Księżyca stanowi naturalną szczelinę dla spektroskopu. To, co powstaje, nazywane jest „widmem błyskowym”, które często ujawnia ważne szczegóły dotyczące chromosfery słonecznej „w locie”, w miarę postępu całkowitości. Astronomowie amatorzy mogą umieścić siatkę dyfrakcyjną przed kamerą, aby uchwycić to unikalne widmo. Oto przykład takiego widma (Credit: Constantine Emmanouilidi [email protected])
Najintensywniejsza linia znajduje się na prawo od Ha, a żółta linia jest wytwarzana przez drugi najobficiej występujący gaz słoneczny, hel, po raz pierwszy odkryty na Słońcu w 1800 roku. Intensywność światła wzdłuż każdej zakrzywionej linii podąża za krzywą kończyny Słońca, która pozostaje odsłonięta przez Księżyc.