Atmósfera
La cromosfera ("esfera de color") es la segunda capa de la atmósfera de una estrella , situada 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 una altura de aproximadamente 3.000 a 5.000 kilómetros (1.900 a 3.100 millas), 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 estrechos de plasma , llamados espículas , se elevan desde esta región homogénea y atraviesan la cromosfera, extendiéndose hasta 10.000 km (6.200 mi) 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 estrellas distintas 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 espesor aproximadamente 2,5 veces mayor que el radio de la estrella. [4]
Propiedades físicas
La densidad de la cromosfera del Sol disminuye exponencialmente con la distancia desde el centro del Sol en un factor de aproximadamente 10 millones, desde 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 disminuye inicialmente 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 (véase 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 a nivel del mar. Esto hace que la cromosfera normalmente sea invisible y solo se pueda ver durante un eclipse total , donde se revela su color rojizo. Los tonos de color están entre el rosa y el rojo. [8] Sin un 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 requerida ] 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 siempre 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.
Fenómenos
En las cromosferas se pueden observar muchos fenómenos diferentes.
Playa
Una placa es una región particularmente brillante dentro de las cromosferas estelares, que a menudo están asociadas con la actividad magnética. [9]
Espículas
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]
Oscilaciones
Desde las primeras observaciones con el instrumento SUMER a bordo del 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. [11] Las oscilaciones del componente radial de la velocidad del plasma son típicas de la cromosfera alta. El patrón de granulación de la fotosfera normalmente no presenta oscilaciones por encima de20 mHz ; sin embargo, ondas de frecuencia más alta (100 mHz , o unaTRACE detectó partículas de rayos X de un período de 10 s en la atmósfera solar (a temperaturas típicas de la región de transición y la corona) . [12]
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 orden de 1000 °C.0,1 MK (demasiado bajo para ser considerado como 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 [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 encima de1 MK ), estas características parecen más estables y evolucionan durante períodos más largos.
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 de redes . Se parecen a los gránulos que se observan comúnmente en la fotosfera debido a la convección de 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 . [9]
Una medida espectroscópica de la actividad cromosférica en otras estrellas es el índice S de Mount Wilson . [14] [15]
Véase también
- Órdenes de magnitud (densidad) – Masa por unidad de volumenPáginas que muestran descripciones breves de los objetivos de redireccionamiento
- Onda de Moreton : perturbación cromosférica a gran escala
Referencias
- ^ Jess, DB; Morton, RJ; Verth, G; Fedun, V; Grant, STD; Gigiozis, I. (julio de 2015). "Estudios de longitudes de onda múltiples de ondas MHD en la cromosfera solar". Space Science Reviews . 190 (1–4): 103–161. arXiv : 1503.01769 . Código Bibliográfico :2015SSRv..190..103J. doi :10.1007/s11214-015-0141-3. S2CID 55909887.
- ^ [1]
Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público . - ^ "La cromosfera". Archivado desde el original el 4 de abril de 2014. Consultado el 28 de abril de 2014 .
- ^ "Atmósfera supergigante de Antares revelada por radiotelescopios". Observatorio Nacional de Radioastronomía . Consultado el 9 de septiembre de 2022 .
- ^ Kontar, EP; Hannah, IG; Mackinnon, AL (2008), "Medidas de la estructura de densidad y del campo magnético cromosférico utilizando rayos X duros en un bucle coronal en llamaradas", Astronomy and Astrophysics , 489 (3): L57, arXiv : 0808.3334 , Bibcode :2008A&A...489L..57K, doi :10.1051/0004-6361:200810719, S2CID 1651161
- ^ ab "SP-402 Un nuevo sol: los resultados solares del Skylab". Archivado desde el original el 18 de noviembre de 2004.
- ^ Avrett, EH (2003), "La temperatura solar mínima y la cromosfera", Serie de conferencias de la ASP , 286 : 419, Código bibliográfico : 2003ASPC..286..419A, ISBN 978-1-58381-129-0
- ^ Freedman, RA; Kaufmann III, WJ (2008). Universo . Nueva York, EE. UU.: WH Freeman and Co. p. 762. ISBN 978-0-7167-8584-2.
- ^ ab 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 .
- ^ Wilkinson, John (2012). Nuevos ojos sobre el sol: una guía para imágenes satelitales y observación amateur. Berlín: Springer. ISBN 978-3-642-22839-1.OCLC 773089685 .
- ^ Carlsson, M.; Judge, P.; Wilhelm, K. (1997). "Las observaciones de SUMER confirman la naturaleza dinámica de la tranquila atmósfera exterior solar: la cromosfera interconectada". The Astrophysical Journal . 486 (1): L63. arXiv : astro-ph/9706226 . Código Bibliográfico :1997ApJ...486L..63C. doi :10.1086/310836. S2CID 119101577.
- ^ 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 .
- ^ Foukal, PV (1976). "El equilibrio 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.
- ^ 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 actividad magnética mejorada de estrellas con superllamaradas". Nature Communications . 7 (1): 11058. Bibcode :2016NatCo...711058K. doi : 10.1038/ncomms11058 . PMC 4820840 . PMID 27009381.
- ^ 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 de diciembre de 2016 en Wayback Machine ) da "Wright JT, Marcy GW, Butler RP, Vogt SS, 2004, ApJS, 152, 261" como referencia para el índice s.
Enlaces externos
- Explicación animada de la cromosfera (y la región de transición) Archivado el 16 de noviembre de 2015 en Wayback Machine . (Universidad de Gales del Sur).
