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Cromosfera

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A cromosfera do Sol normalmente não é visível, porque sua radiação é muito mais fraca do que a da fotosfera. Ela pode ser observada, no entanto, durante os eclipses, quando a Lua esconde o disco da fotosfera.

A densidade na cromosfera é muito menor que na fotosfera e sua espessura é de aproximadamente 10000 km. A variação de densidade é bastante grande diminuindo de 1012 cm-3 na sua base até 109 cm-3 na parte mais externa. A temperatura aumenta da base para o topo, sendo em média 15000 K. Acredita-se que esse aquecimento se origine na turbulência do envelope convectivo, onde as ondas seriam excitadas e amplificadas em choques, ao se propagarem nas regiões menos densas O aquecimento seria devido à dissipação desses choques na cromosfera.

Espectro 

O nome da cromosfera é baseado em sua cor avermelhada, devida a emissão da linha de hidrogênio da série de Balmer (Ha) a 6562 Å. A principal linha de emissão no espectro cromosférico é a linha do hélio, que requer altas temperaturas para ser excitado e foi detectado no Sol antes de ser descoberto na Terra, daí a origem do nome desse elemento – em grego helios significa sol. As transições atômicas de baixo potencial de excitação, como aquelas de metais neutros, são vistas somente na base da cromosfera, enquanto que linhas do cálcio e do ferro ionizado são encontradas a altitudes maiores. 

Espículos 

No limbo do Sol ocorrem jatos tênues de gás brilhante com tamanhos de 500 a 1500 km, elevando-se até 10000 km acima da cromosfera. Esses fenômenos de ejeção de gases recebem o nome de espículos, que emitem principalmente radiação Ha.
Apesar de ocuparem apenas uma fração da superfície solar e durarem pouco menos que 15 minutos, os espículos podem representar um importante papel no equilíbrio de massa da cromosfera, da coroa e do vento solar. Sua distribuição não é uniforme, formando uma estrutura de super-grânulos, ocorrendo apenas nas regiões de aumento da intensidade do campo magnético.

Região de Transição 

Algumas linhas da região espectral do ultravioleta são formadas nas temperaturas cromosféricas mais altas, sendo prova da existência de uma região de transição entre a cromosfera e a coroa solar. Nessa região, a temperatura cresce rapidamente, desde 104 K na cromosfera até 5×104 K, numa estreita faixa de apenas algumas centenas de quilômetros, chegando a 106 K na coroa.
Nas altas temperaturas que ocorrem nas regiões mais externas da atmosfera solar, os átomos e íons tornam-se excitados por colisão, produzindo linhas de emissão quando voltam para seus estados fundamentais. A mais forte das linhas do ultravioleta é a de Lyman-a. Outras linhas formadas a altas temperaturas na região de transição são as de C III, com pico a 7×104 K, de N III a 105 K e do O VI a 3×105 K. 

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