Cromosfera do SOL

A cromosfera do Sol não é, normalmente, visível, porque a radiação aí emitida é muito mais fraca do que a originada na fotosfera. No entanto, torna-se possível observar esta camada atmosférica no momento de um eclipse total solar, quando a orla da Lua oculta o disco brilhante da fotosfera. O fenómeno é tanto mais espectacular à medida que o diâmetro aparente da Lua está mais próximo do da fotosfera. A Lua aparece envolta de uma franja colorida, mais ou menos esférica, o que lhe valeu o nome de cromosfera.

A cromosfera solar
A cromosfera solar torna-se visível durante um eclipse total do Sol, nos momentos iniciais e finais, como um anel avermelhado, causado pelos átomos de hidrogénio super aquecidos. A cromosfera é uma camada irregular, onde a temperatura sobe de 6000 ºC até cerca de 20 000 ºC. Nestas altas temperaturas, o hidrogénio emite luz na cor avermelhada.

Para além dos eclipses, é ainda possível observar a cromosfera recorrendo a análise espectral. Com a utilização de filtros de banda estreita (filtro de Lyot), ou de um espectro-heliógrafo, temos a oportunidade de verificar que o disco solar assim obtido tem um diâmetro maior do que o disco fotosférico, o que explica a aparência do fenómeno dos eclipses, nessa altura. O espectro da cromosfera aparece-nos na forma de linhas brilhantes, o que comprova que esta camada é constituída por gases quentes que emitem luz, dando origem a riscas de emissão. Estas riscas tornam-se difíceis de observar contra a luz brilhante da fotosfera. Com efeito, certas faixas do espectro solar visível são muito escuras, representando isso que, camadas exteriores, de mil a dois mil quilómetros acima da fotosfera, são muito absorventes para a radiação nesta gama de comprimentos de onda.

O Sol em H-alfa
Neste espectroheliograma na risca H-alfa, podemos observar dois tipos de filamentos: quiescentes que são longos e mais espessos e se encontram longe das regiões activas; e filamentos mais pequenos e mais finos que se encontram nas regiões activas.

Uma das riscas mais brilhantes do espectro de emissão cromosférico é a linha de Balmer Halfa , no comprimento de onda 6563 Å, que no espectro solar normal aparece em absorção. Esta risca corresponde a transições electrónicas no átomo de hidrogénio, correspondentes à desexcitação do electrão do 3º para o 2º nível de energia, com a consequente libertação de radiação visível, mais precisamente de luz vermelha. Assim se justifica a cor avermelhada da cromosfera.
A observação do Sol nesta gama de radiação, realça a presença das manchas solares. Estas são constituídas por uma zona central – a umbra -, que se encontra cerca de 2 000 K mais fria que as zonas circundantes, separada da zona de granulação pela penumbra. Na penumbra são visíveis filamentos característicos (fibrilhas) que se devem a movimentos do gás entre o interior da mancha e o exterior. A diferença de temperatura na mancha deve-se essencialmente ao efeito do campo magnético que inibe a convecção, permitindo ao gás arrefecer sem continuar a ser aquecido por novo gás que chega do interior.

Mancha solar
A zona central da mancha solar – umbra – encontra-se separada da zona de granulação pela penumbra. Observam-se, presentes na penumbra, as fibrilhas.

Normalmente as manchas estão associadas em grupos, sendo raro encontrar manchas isoladas. O número destas varia com o tempo, estando normalmente localizadas a não mais de 40º do equador solar. A presença das manchas encontra-se fortemente ligada ao nível de actividade no Sol.

Grupos de manchas
No Sol, as manchas encontram-se normalmente associadas em grupos.

As imagens obtidas no ultravioleta próximo (correspondente à radiação das faixas H e K do cálcio ionizado), colocam em evidência as malhas de uma rede em grande escala, chamada rede cromosférica. Estas malhas estão unidas às células da supergranulação fotosférica. Na margem de cada malha da rede, o campo magnético concentra-se e dá origem a espículas, jactos de gás que se elevam a até 10 mil quilómetros acima da orla da cromosfera, com uma velocidade de várias dezenas de quilómetros por segundo, durando entre cinco a dez minutos. Estas estruturas, bem observáveis na banda H-alfa , são responsáveis pela aparência ondulada da cromosfera e, quando observadas contra o disco solar, aparecem como filamentos escuros.

Espectro-heliograma da cromosfera
Esta imagem do sol na faixa K do cálcio ionizado é um claro exemplo da estrutura da rede cromosférica. As orlas das malhas parecem brilhantes devido ao excesso de temperatura que acompanha o aumento do campo
magnetico.

A cromosfera em H-alfa (destaque)
Observação do Sol na faixa H-alfa, observando-se, em destaque, a presença de espículas e o aspecto ondulado da cromosfera.

A temperatura na cromosfera passa por um mínimo, próximo de 4 300 K, na base, subindo depois até temperaturas da ordem de 20 000 K ou mais, a 2500 km de altura. Este aquecimento não pode ser explicado com base nos fotões produzidos no interior do Sol, pois, se assim fosse, a cromosfera deveria ser mais fria do que a fotosfera, e não mais quente. Pensa-se actualmente, que a fonte de energia responsável por este aquecimento são campos magnéticos variáveis formados na fotosfera e transportados para a corona por correntes eléctricas, deixando parte da sua energia na cromosfera.

Temperatura da cromosfera
Enquanto a temperatura na fotosfera desce do interior para o exterior, acontece o contrário na cromosfera.

SAND-RIO

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