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Atmósfera

La cromosfera emite predominantemente luz roja intensa de la línea espectral H α . Una cromosfera («esfera de color», del griego antiguo χρῶμα ( khrôma ) 'color' y σφαῖρα ( spha...

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La cromosfera emite predominantemente luz roja intensa de la línea espectral H α .

Una cromosfera («esfera de color», del griego antiguo χρῶμα ( khrôma ) 'color' y σφαῖρα ( sphaîra ) ' esfera ') es la segunda capa de la atmósfera de una estrella , situada por encima de la fotosfera y por debajo de la región de transición solar y la corona . El término suele referirse a la cromosfera del Sol , pero no exclusivamente, ya que también alude a la capa correspondiente de una atmósfera estelar . El nombre fue sugerido por el astrónomo inglés Norman Lockyer tras realizar observaciones solares sistemáticas para distinguir esta capa de la fotosfera, emisora ​​de luz blanca . [ 1 ] [ 2 ]

En la atmósfera del Sol , la cromosfera tiene una altura aproximada de 3000 a 5000 kilómetros (1900 a 3100 millas) , lo que representa algo más del 1 % del radio solar en su máximo espesor. Posee una capa homogénea en el límite con la fotosfera. Chorros estrechos de plasma , llamados espículas , se elevan desde esta región homogénea y atraviesan la cromosfera, extendiéndose hasta 10 000 km (6200 millas) hacia la corona.  

La cromosfera tiene un color rojo característico debido a las emisiones electromagnéticas en la línea espectral Hα . La información sobre la cromosfera se obtiene principalmente mediante el análisis de su radiación electromagnética emitida. [ 3 ] La cromosfera también es visible en la luz emitida por el calcio ionizado, Ca II, en la parte violeta del espectro solar a una longitud de onda de 393,4 nanómetros (la línea K del calcio ). [ 4 ]

También se han observado cromósferas en estrellas distintas del Sol. [ 5 ] En estrellas grandes, las cromósferas a veces constituyen una proporción significativa de la estrella completa. Por ejemplo, se ha descubierto que la cromósfera de la supergigante Antares tiene un grosor aproximadamente 2,5 veces mayor que el radio de la estrella. [ 6 ]

Propiedades físicas

El color rojo de la cromosfera pudo observarse durante el eclipse solar del 11 de agosto de 1999 .

La densidad de la cromosfera del Sol disminuye exponencialmente con la distancia al centro del Sol en un factor de aproximadamente 10 millones, desde aproximadamente2 × 10 −4  kg/m 3 en el límite interior de la cromosfera a bajo1,6 × 10 −11  kg/m 3 en el límite exterior. [ 7 ] La temperatura inicialmente disminuye desde el límite interior en aproximadamente6000  K [ 8 ] a un mínimo de aproximadamente3800  K , [ 9 ] pero luego aumentando a más de35.000  K [ 8 ] en el límite exterior con la capa de transición de la corona (véase Corona estelar §  Problema del calentamiento coronal ).

La densidad de la cromosfera es 10⁻⁴ veces mayor que la de la fotosfera subyacente y 10⁻⁸ veces mayor que la de la atmósfera terrestre a nivel del mar. Esto hace que la cromosfera sea normalmente invisible y solo se pueda ver durante un eclipse total , donde se revela su color rojizo. Los tonos de color varían entre el rosa y el rojo. [ 10 ] Sin equipo especial, la cromosfera no suele ser visible debido al brillo abrumador de la fotosfera.

El espectro de la cromosfera está dominado por líneas de emisión cuando se observa en el limbo solar. [ 11 ] [ 12 ] En particular, una de sus líneas más fuertes es la H α a una longitud de onda de656,3  nm ; esta línea es emitida por un átomo de hidrógeno cuando su electrón realiza una transición del nivel de energía n = 3 al nivel de energía n = 2. Una longitud de onda deLa longitud de onda de 656,3  nm se encuentra en la parte roja del espectro, lo que provoca que la cromosfera tenga un característico color rojizo.

fenómenos

Las observaciones de alta resolución de la cromosfera solar muestran espículas con forma de cabello, que aquí se muestran en una imagen de falso color realizada en el límite de la radiación ultravioleta de la línea K del calcio.

En las cromosferas se pueden observar muchos fenómenos diferentes.

Playa

Una fácula es una región particularmente brillante dentro de las cromosferas estelares, que a menudo están asociadas con actividad magnética. [ 13 ]

Espículas

La característica más comúnmente identificada en la cromosfera solar son las espículas. Las espículas ascienden a la parte superior de la cromosfera y luego vuelven a descender en el transcurso de unos 10 minutos. [ 14 ]

Oscilaciones

Desde las primeras observaciones con el instrumento SUMER a bordo de SOHO , se han encontrado oscilaciones periódicas en la cromosfera solar con una frecuencia de3  mHz a10  mHz , correspondiente a un tiempo periódico característico de tres minutos. [ 15 ] Las oscilaciones de la componente radial de la velocidad del plasma son típicas de la cromosfera superior. El patrón de granulación fotosférico generalmente no tiene oscilaciones por encima de20  mHz ; sin embargo, ondas de mayor frecuencia (100  mHz o un TRACE detectó periodos de 10 s en la atmósfera solar (a temperaturas típicas de la región de transición y la corona) . [ 16 ]

Bucles

En el borde del disco solar, en la cromosfera, se pueden observar bucles de plasma. Se diferencian de las prominencias solares porque son arcos concéntricos con una temperatura máxima del orden0,1  MK (demasiado bajo para ser considerado características coronales). Estos bucles de temperatura fría muestran una variabilidad intensa: aparecen y desaparecen en algunas líneas UV en un tiempo inferior a una hora, o se expanden rápidamente en 10-20 minutos. Foukal [ 17 ] estudió estos bucles fríos en detalle a partir de las observaciones tomadas con el espectrómetro EUV en Skylab en 1976. Cuando la temperatura del plasma de estos bucles se vuelve coronal (por encima de1  MK ), estas características parecen más estables y evolucionan a lo largo de períodos de tiempo más prolongados.

Red

Las imágenes tomadas en líneas cromosféricas típicas muestran la presencia de células más brillantes, generalmente denominadas red , mientras que las regiones más oscuras circundantes se denominan interconexión . Estas células se parecen a los gránulos que se observan comúnmente en la fotosfera debido a la convección del calor .

En otras estrellas

Las cromosferas están presentes en casi todas las estrellas luminosas, excepto en las enanas blancas . Son más prominentes y magnéticamente activas en las estrellas de la secuencia principal inferior , en las enanas marrones de tipo espectral F y posteriores, y en las estrellas gigantes y subgigantes . [ 13 ]

Una medida espectroscópica de la actividad cromosférica en otras estrellas es el índice S de Mount Wilson . [ 18 ] [ 19 ]

Véase también

Referencias

  1. ↑ "II. Se reanudó y concluyó la observación espectroscópica del sol, n.º II". Actas de la Real Sociedad de Londres . 17 : 131–132 . 31 de diciembre de 1869. doi : 10.1098/rspl.1868.0019 . ISSN 0370-1662 . 
  2. ↑ Lockyer, J. Norman (1868-01-01). "Observación espectroscópica del Sol, n.º II" . Actas de la Royal Society de Londres . 17 : 131–132 . Bibcode : 1868RSPS...17..131L .
  3. ↑ Jess, DB; Morton, RJ; Verth, G; Fedun, V; Grant, STD; Gigiozis, I. (julio de 2015). "Estudios multilongitud de onda de ondas MHD en la cromosfera solar". Space Science Reviews . 190 ( 1–4 ): 103–161 . arXiv : 1503.01769 . Bibcode : 2015SSRv..190..103J . doi : 10.1007/s11214-015-0141-3 . S2CID 55909887 . 
  4. ↑Dominio públicoEste artículo incorpora texto de esta fuente, que es de dominio público .
  5. ↑ "La Cromosfera" . Archivado del original el 4 de abril de 2014. Consultado el 28 de abril de 2014 .
  6. ↑ "Atmósfera supergigante de Antares revelada por radiotelescopios" . Observatorio Nacional de Radioastronomía . Consultado el 9 de septiembre de 2022 .
  7. ↑ Kontar, EP; Hannah, IG; Mackinnon, AL (2008), "Mediciones del campo magnético cromosférico y la estructura de densidad mediante rayos X duros en un bucle coronal en erupción", Astronomía y Astrofísica , 489 (3): L57, arXiv : 0808.3334 , Bibcode : 2008A & A...489L..57K , doi : 10.1051/0004-6361:200810719 , S2CID 1651161 
  8. 1 2 "SP-402 Un nuevo sol: los resultados solares de Skylab" . Archivado del original el 18 de noviembre de 2004.
  9. ↑ Avrett, EH (2003), "El mínimo de temperatura solar y la cromosfera", ASP Conference Series , vol. 286, p. 419, Bibcode : 2003ASPC..286..419A , ISBN   978-1-58381-129-0
  10. ↑ Freedman, RA; Kaufmann III, WJ (2008). Universo . Nueva York, EE. UU.: WH Freeman and Co. pág . 762. ISBN  978-0-7167-8584-2.
  11. ↑ Carlsson, Mats; Pontieu, Bart De; Hansteen, Viggo H. (18 de agosto de 2019). "Nueva visión de la cromosfera solar" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 57 : 189–226 . Bibcode : 2019ARA & A..57..189C . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-052044 . ISSN 0066-4146 . 
  12. ↑ Solanki, Sami K. (junio de 2004). "Estructura de la cromosfera solar" . Actas de la Unión Astronómica Internacional . 2004 (IAUS223): 195–202 . Bibcode : 2004IAUS..223..195S . doi : 10.1017/S1743921304005587 . ISSN 1743-9213 . 
  13. 1 2 de Grijs, Richard; Kamath, Devika (15 de noviembre de 2021). "Variabilidad cromosférica estelar" . Universo . 7 (11): 440. Bibcode : 2021Univ....7..440D . doi : 10.3390/universo7110440 .
  14. ↑ Wilkinson, John (2012). Nuevas miradas al sol: una guía de imágenes satelitales y observación amateur . Berlín: Springer. ISBN 978-3-642-22839-1OCLC 773089685​​ 
  15. ↑ Carlsson, M.; Judge, P.; Wilhelm, K. (1997). "Las observaciones de SUMER confirman la naturaleza dinámica de la tranquila atmósfera exterior solar: la cromosfera de la red". The Astrophysical Journal . 486 (1): L63. arXiv : astro-ph/9706226 . Bibcode : 1997ApJ...486L..63C . doi : 10.1086/310836 . S2CID 119101577 . 
  16. ↑ De Forest, CE (2004). "Ondas de alta frecuencia detectadas en la atmósfera solar" . The Astrophysical Journal . 617 (1): L89. Bibcode : 2004ApJ...617L..89D . doi : 10.1086/427181 .
  17. ↑ Foukal, PV (1976). "El balance de presión y energía de la corona fría sobre las manchas solares". The Astrophysical Journal . 210 : 575. Bibcode : 1976ApJ...210..575F . doi : 10.1086/154862 .
  18. ↑ Karoff, Christoffer; Knudsen, Mads Faurschou; De Cat, Peter; Bonanno, Alfio; Fogtmann-Schulz, Alexandra; Fu, Jianning; Frasca, Antonio; Inceoglu, Fadil; Olsen, Jesper; Zhang, Yong; Hou, Yonghui; Wang, Yuefei; Shi, Jianrong; Zhang, Wei (24 de marzo de 2016). "Evidencia observacional de una mayor actividad magnética de las estrellas superfulgurantes" . Nature Communications . 7 (1) 11058. Bibcode : 2016NatCo...711058K . doi : 10.1038/ncomms11058 . PMC 4820840. PMID 27009381 .  
  19. ↑ upload/k habconf2016/pdf/poster/Mengel.pdf Un pequeño estudio de los campos magnéticos de las estrellas que albergan planetas ( upload/k habconf2016/pdf/poster/Mengel.pdf Archivado el 22-12-2016 en Wayback Machine ) da "Wright JT, Marcy GW, Butler RP, Vogt SS, 2004, ApJS, 152, 261" como referencia para el índice s.
  • Explicación animada de la cromosfera (y la región de transición). Archivada el 16 de noviembre de 2015 en la Wayback Machine (Universidad del Sur de Gales).