A Cromosfera
Normalmente, a superfície brilhante do Sol, chamada fotosfera, é a característica mais comum que vemos, e mesmo assim o seu brilho mascara muitas outras regiões importantes do Sol de vista fácil. Mas uma vez filtrada a luz da fotosfera, todas as outras regiões mais fracas desaparecem completamente. Apenas durante um eclipse solar total temos a oportunidade de apreciar plenamente todos os outros detalhes solares escondidos pelo brilho da fotosfera.
Acima da fotosfera e estendendo-se cerca de 5.000 km acima da sua superfície turbulenta, encontramos uma região da atmosfera solar chamada cromosfera. Só é vista durante eclipses solares totais, ou com telescópios sofisticados, e a sua cor vermelha e rosada dá à lua escura uma fina auréola de cor contra a coroa acinzentada mais para fora, daí o seu nome de esfera ‘cromo’.
Esta imagem espectacular é o trabalho de Luc Viatour (Luc Viatour / www.Lucnix.be) do eclipse de 1999 e mostra claramente a cromosfera e alguns dos seus detalhes.
Fisicamente, a cromosfera começa perto da superfície da fotosfera com uma temperatura próxima de 4700 Celsius e uma densidade de 1017 partículas/cm3 (2×10-4 kg/m3), e no seu nível mais alto atinge uma temperatura próxima de 25.000 Celsius e uma densidade mais baixa de 1010 partículas/cm3 (2×10-11 kg/m3). Mas em vez de ser apenas uma concha homogénea de plasma, assemelha-se à troposfera do nosso próprio planeta Terra, com tempestades complexas e outros fenómenos a rolar o seu volume de minuto para minuto. A razão para isto é que os campos magnéticos formados na ou abaixo da superfície da fotosfera não estão confinados à superfície solar, mas estendem-se através da cromosfera. Arcos magnéticos, saliências e outros tapetes de actividade magnética formam-se e dissolvem-se repetidamente, libertando energia e agitando o plasma cromosférico. Os físicos solares chamam à cromosfera e à estreita região acima dela a ‘região de interface’ solar. É uma zona complexa de plasma e campo magnético, que transmite matéria e energia entre a fotosfera e a corona. Um esboço dos muitos fenómenos que aí operam é mostrado nesta figura:
A figura mostra a superfície solar (fotoesfera) localizada a 0 km (Na figura, isto é anotado como 0 Megametros: 0 Mm) e os mini-circuitos magnéticos aí criados pela convecção da granulação solar. Os topos destes pequenos laços voltam a ligar-se para formar um campo magnético mais emaranhado, e libertam energia para aquecer o plasma local. Isto também cria ondas de choque que viajam para fora em direcção à base da coroa e aquecem o plasma a 100.000 Celsius e superiores. Este processo também gera perturbações magnéticas chamadas ondas Alfven que viajam ao longo das linhas do campo magnético e aquecem ainda mais o plasma coronal.
O Observatório Solar IRIS da NASA, lançado em 2013, dispõe de instrumentos especificamente concebidos para estudar a temperatura, densidade e fluxos de massa nesta importante região solar, e com uma resolução suficientemente alta para ver características com apenas 200 km de largura! Um exemplo de tais imagens é aqui mostrado de uma porção da cromosfera com numerosos filamentos verticais e outra estrutura, em comparação com um modelo matemático do que os campos magnéticos e o plasma poderiam estar a fazer em condições semelhantes.
Figura mostrando (em cima) imagem IRIS real da estrutura cromosférica acima da fotosfera e (em baixo) uma simulação de física de plasma de campos magnéticos e plasma criado pela superfície convectante da fotosfera. (crédito: Tahar Amari, Jean-François Luciani e 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/
Entre os bestiários de novos fenómenos detectados pelo IRIS estão as bombas de calor, mini-tornados, jactos de alta velocidade e nanoflares – todos impulsionados por campos magnéticos e interacções de plasma e capazes de transportar energia através da cromosfera e para a corona. https://www.nasa.gov/content/goddard/iris-helps-explain-heating-of-solar-atmosphere
Os astrónomos costumavam chamar-lhes espículas solares. Um espículo é um jacto de plasma dinâmico de cerca de 500 km de diâmetro que se move para cima a cerca de 20 km/s da fotosfera. Foram descobertas em 1877 pelo Padre Angelo Secchi do Observatório do Collegium Romano em Roma. Duram cerca de 15 minutos e transportam cerca de 100 vezes a densidade de massa por segundo como o vento solar. Cerca de 60.000 destas pimentas cobrem toda a superfície do sol logo acima da fotosfera e podem atingir uma altura máxima de 10.000 km no topo da cromosfera. Surpreendentemente, ainda não temos uma boa explicação para este importante fenómeno cromosférico!
Aqui está uma imagem obtida pela nave espacial Hinode de uma sebe de espículas ao longo do membro solar.
Crédito: Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen e Karel Schrijver/UCAR.
Neste diagrama de 15.000 km de altura acima da fotosfera, fluxos de alta velocidade vistos na cromosfera superior à medida que as espículas de Tipo II são empurradas para a coroa. Este material é visível a uma vasta gama de temperaturas, e parte dele fica retido no campo magnético coronal. Mais tarde, este material cai ao longo das mesmas linhas do campo magnético, muito provavelmente como um fenómeno chamado “chuva coronal” (Crédito: Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen e Karel Schrijver/UCAR).
Porque é que a cromosfera brilha tão brilhantemente na cor vermelha? Composta principalmente de hidrogénio, sob estas condições de temperatura, a forma mais comum de brilho dos gases de hidrogénio é através da emissão de uma linha espectral particular chamada hidrogénio-alfa ou Ha a um comprimento de onda de 656,3 nanómetros (6563 Angstroms). Especificamente, é de uma transição quântica entre os níveis de energia N=3 e N=2 do átomo de hidrogénio e é a principal linha atómica da chamada série de transições Balmer. Esta luz, quando gerada, brilha com uma cor vermelha distinta, dando à cromosfera a sua cor característica. Mas porque é que esta linha particular de emissão das dezenas de outras linhas de hidrogénio é a que dá à cromosfera a sua cor?
A intensidade das várias linhas de emissão de hidrogénio é um equilíbrio complicado entre a densidade do hidrogénio e a temperatura local. Como a densidade cai por um factor de 10 milhões entre a parte inferior e superior da cromosfera, e a temperatura aumenta por um factor de 5 na mesma faixa de 10.000 km de altura, os modelos de como os átomos de hidrogénio estão excitados para produzir as várias linhas de emissão possíveis são muito sensíveis à altura acima da fotosfera. Cálculos detalhados da radiação 3D sugerem que a maior parte desta emissão de Ha é produzida numa zona estreita entre 500 km e 1.500 km da superfície solar, onde as condições de temperatura e densidade são ideais.
Nota para átomos de hidrogénio a uma temperatura de 10.000 Celsius, a velocidade média dos átomos é de apenas 13 km/seg e bem abaixo da velocidade de fuga para a superfície solar de 618 km/seg, pelo que mesmo com estas temperaturas elevadas, a atmosfera do sol no interior da cromosfera é aprisionada pela gravidade solar.
Portanto, o que se vê da Terra durante um eclipse solar total é apenas uma pequena lasca da cromosfera solar. De facto, a largura de 10.000 km desta região subtenderia um ângulo de apenas 13 segundos de arco, visto da superfície da Terra. Em comparação, alguns dos vales mais profundos ao longo do membro da lua têm cerca de 10 km de profundidade e subtenderiam um ângulo de 6 arcos de segundos. Isto significa que mesmo durante o eclipse solar total mais ideal, a cromosfera é geralmente bloqueada por completo, ou apenas vislumbrada brevemente à medida que a luz desta região passa por alguns dos desfiladeiros lunares mais profundos.
Uma forma interessante de estudar esta região astronomicamente é através da utilização de um espectroscópio. Normalmente, um espectroscópio tem uma pequena fenda para tornar as linhas observadas tão estreitas e ‘focalizadas’ quanto possível, mas como a cromosfera é tão estreita, durante um eclipse solar total o membro da lua fornece uma fenda natural para o espectroscópio. O que se segue é chamado ‘espectro de flash’ que revela frequentemente detalhes importantes sobre a cromosfera solar ‘on the fly’ à medida que a totalidade avança. Os astrónomos amadores podem colocar uma grelha de difracção em frente da sua câmara para capturar este espectro único. Eis um exemplo de tal espectro (Crédito: Constantine Emmanouilidi [email protected])
A linha mais intensa é para a extrema-direita de Ha e a linha amarela é produzida pelo segundo gás solar mais abundante, o hélio, primeiro descoberto no sol nos anos 1800. A intensidade da luz ao longo de cada linha curva segue a curva do membro do sol que permanece exposto pela lua.