Kromosfär

Från Wikipedia
Hoppa till: navigering, sök
Ett foto av solskivan taget genom ett Hα-filter.

Kromosfären är det näst yttersta skiktet av solens atmosfär, det enda skiktet som befinner sig utanför är koronan. Kromosfären är omöjlig för blotta ögat att se förutom under en total solförmörkelse.

Synlighet[redigera | redigera wikitext]

Kromosfären är mer visuellt transparent/öppet än fotosfären. Namnet betyder färgsfär och kommer ifrån kromosfärens djupröda färg. Den djupröda färgen uppkommer eftersom det synliga spektrumet av kromosfären domineras av vätets H-alpha spektrallinje vid 656,3nm långt ned i kromosfären.

Utan speciell utrustning kan inte kromosfären normalt ses på grund av att den spolas ut av den överväldigande ljusstyrkan från fotosfären. Men när en total solförmörkelse sker, då månen är helt i linje mellan jorden och solen skymmer månen fotosfären och det röda ljuset träder fram. Vi ser då kromosfären som en rad röda fläckar runt en solid svart cirkel. Dock kan den ses tydligt genom bandpassfilter inställda på H-alfa spektrallinje, och många observatorier observerar regelbundet kromosfären med denna teknik, som visar filament ganska tydligt.

det röda skenet är kromosfären

Placering[redigera | redigera wikitext]

Kromosfären ligger mellan fotosfären och koronan, som är den yttersta delen av solens atmosfär och dess tjocklek sträcker sig ca. 2000km[1]. Men den är ändå tunn; dess densitet ökar nästan sju storlekar (fem miljoner gånger) från en bottennotering på 1.0 × 10-11 kg/m³ (1.0 × 10-14 g/cm³) vid gränsen vid solens övergångsregion, och ökar till en nivå av 2.0 × 10-4 kg/m³ (2.0 × 10-7 g/cm³) där den övergår in i fotosfären.

Temperatur[redigera | redigera wikitext]

Av skäl som inte är helt förstådda så är kromosfären varmare än fotosfären. Fotosfären är närmare till kärnan av solen och temperaturen är runt 4000K till 6400K men kromosfärens temperatur ligger runt 4500 K till och med 20 000 K. En teori är att den akustiska turbulensen är källan till denna högre temperatur, till följd av spridningen av magnetohydrodynamiska vågor över solens yta.

Ovanför kromosfären i några stjärnor är det en så kallad övergångsregion, där temperaturen ökar snabbt till den heta koronan, som utgör den yttersta delen av atmosfären. Till skillnad från solens inre, ökar temperaturen i kromosfären gradvis när man rör sig bort från solen samtidigt som trycket minskar. En teori för denna uppenbara skillnad mellan temperaturerna i kromosfären och fotosfären är att kromosfären innehåller magnetiska fält som projiceras utåt från fotosfären. Elektrisk ström flyter genom dessa områden från fotosfären till koronan. Denna process kan förlora en del energi på de områden som producerar den högre temperaturen. Man tror att energi kan försvinna genom linjer i magnetfältet genom att störas och att behöva svänga i ett försök att återvända till sin ursprungliga form

Egenskaper[redigera | redigera wikitext]

Filament (och protuberanser som är filament sett från sidan) ligger till grund för många korona-utkastningar och därmed är viktiga för förutsägelse av rymdvädret.

Gasen i kromosfären är mycket tunnare än den i fotosfären. Man ser spikuler som orsakas av vertikalt stigande gas (spikuler är ungefär som små vulkanutbrott) och är fenomen som varar ett tiotal minuter innan de försvinner för att sedan uppstå igen.

En annan funktion som finns i kromosfären är fibriller, horisontella stripor av gas liknande utsträckande spikuler men med ungefär dubbel varaktighet. Till slut, solprotuberanser stiger upp genom kromosfären från fotosfären, ibland når de altituden 150,000 kilometer. De här gigantiska gasplymerna är de mest spektakulära av solfenomenen, bortsett från de mindre förekommande solar flares.

Källhänvisningar[redigera | redigera wikitext]

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia
  1. ^ ”Solen”. http://www.kosmologika.net/Stars/Solen.html. 
  • Lagerkvist, Olofsson, Claes-Ingvar, Kjell (2003). astronomi en bok om universum. BONNIERS