Una cromosfera ("esfera de color") es la segunda capa de la atmósfera de una estrella , ubicada encima de la fotosfera y debajo de la región de transición solar y la corona . El término suele referirse a la cromosfera del Sol , pero no exclusivamente.
En la atmósfera del Sol , la cromosfera tiene aproximadamente entre 3.000 y 5.000 kilómetros (1.900 a 3.100 millas) de altura, o un poco más del 1% del radio del Sol en su espesor máximo. Posee una capa homogénea en el límite con la fotosfera. Chorros de plasma en forma de pelos , llamados espículas , se elevan desde esta región homogénea y a través de la cromosfera, extendiéndose hasta 10.000 km (6.200 millas) hacia la corona superior.
La cromosfera tiene un color rojo característico debido a las emisiones electromagnéticas en la línea espectral H α . La información sobre la cromosfera se obtiene principalmente mediante el análisis de la radiación electromagnética emitida. [1] 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 ). [2]
También se han observado cromosferas en otras estrellas además del Sol. [3] En las estrellas grandes, las cromosferas a veces constituyen una proporción significativa de toda la estrella. Por ejemplo, se ha descubierto que la cromosfera de la estrella supergigante Antares tiene un grosor aproximadamente 2,5 veces mayor que el radio de la estrella. [4]
La densidad de la cromosfera del Sol disminuye exponencialmente con la distancia al centro del Sol en un factor de aproximadamente 10 millones, de aproximadamente2 × 10 −4 kg/m 3 en el límite interior de la cromosfera hasta debajo1,6 × 10 −11 kg/m 3 en el límite exterior. [5] La temperatura inicialmente disminuye desde el límite interior aproximadamente6000 K [6] hasta un mínimo de aproximadamente3800 K , [7] pero luego aumenta hasta más de35.000 K [6] en el límite exterior con la capa de transición de la corona (ver Corona estelar § Problema de calentamiento coronal ).
La densidad de la cromosfera es 10 −4 veces la de la fotosfera subyacente y 10 −8 veces la de la atmósfera terrestre al nivel del mar. Esto hace que la cromosfera normalmente sea invisible y sólo pueda verse durante un eclipse total , donde se revela su color rojizo. Los tonos de color están entre el rosa y el rojo. [8] Sin equipo especial, la cromosfera normalmente no se puede ver debido al brillo abrumador de la fotosfera.
El espectro de la cromosfera está dominado por líneas de emisión . [ cita necesaria ] En particular, una de sus líneas más fuertes es la H α en una longitud de onda de656,3 nm ; esta línea es emitida por un átomo de hidrógeno cada vez que su electrón hace una transición del nivel de energía n =3 al n =2 . Una longitud de onda de656,3 nm se encuentra en la parte roja del espectro, lo que hace que la cromosfera tenga un color rojizo característico.
En las cromosferas se pueden observar muchos fenómenos diferentes.
Una plage es una región particularmente brillante dentro de las cromosferas estelares, que a menudo están asociadas con actividad magnética. [9]
La característica más comúnmente identificada en la cromosfera solar son las espículas. Las espículas suben a la parte superior de la cromosfera y luego vuelven a descender en el transcurso de unos 10 minutos. [10]
Desde las primeras observaciones con el instrumento SUMER a bordo del SOHO , se han encontrado oscilaciones periódicas en la cromosfera solar con una frecuencia de3MHz a10 mHz , correspondiente a un tiempo periódico característico de tres minutos. [11] Las oscilaciones del componente radial de la velocidad del plasma son típicas de la cromosfera alta. El patrón de granulación fotosférica generalmente no tiene oscilaciones por encima20MHz ; sin embargo, ondas de mayor frecuencia (100 mHz , o unPeriodo de 10 s ) fueron detectados en la atmósfera solar (a temperaturas típicas de la región de transición y la corona) mediante TRACE . [12]
Se pueden ver bucles de plasma en el borde del disco solar en la cromosfera. Se diferencian de las prominencias solares porque son arcos concéntricos con temperatura máxima del orden0,1 MK (demasiado bajo para considerarlo características coronales). Estos bucles de temperatura fría muestran una intensa variabilidad: aparecen y desaparecen en algunas líneas UV en menos de una hora, o se expanden rápidamente en 10 a 20 minutos. Foukal [13] 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 encima1 MK ), estas características parecen más estables y evolucionan durante períodos más prolongados.
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 red . Tienen un aspecto similar a los gránulos que se observan comúnmente en la fotosfera debido a la convección de calor .
Las cromosferas están presentes en casi todas las estrellas luminosas excepto en las enanas blancas . Son más prominentes y magnéticamente activas en estrellas de secuencia principal inferior , en enanas marrones de tipo espectral F y posteriores, y en estrellas gigantes y subgigantes . [9]
Una medida espectroscópica de la actividad cromosférica en otras estrellas es el índice S de Mount Wilson . [14] [15]
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