Cromosfera

Parte dell’atmosfera solare, che si trova fra la fotosfera e la corona, di colore rosso-arancione, visibile a occhio nudo soltanto al principio e alla fine delle eclissi totali di Sole. Lo spettro di emissione della c. comprende un gran numero di righe osservabili globalmente solo per pochi secondi nelle fasi iniziali e finali delle eclissi (di qui il nome di spettro lampo, flash spectrum, con cui viene indicato).

La c. è caratterizzata da una rapida variazione della temperatura che da ~4000 K, al confine con la fotosfera, aumenta fino a ~1.000.000 K a 3000 km di altezza, dove ha inizio la corona. La struttura della c. è dominata dai campi magnetici. Infatti, a differenza di quanto accade nella fotosfera (assai più densa) e nella corona (assai più calda), la pressione dei gas è inferiore alla pressione associata al campo magnetico. Caratteristica fondamentale della struttura della c. è la cosiddetta rete cromosferica. I contorni di questa rete corrispondono ai bordi delle sottostan­ti celle di supergranulazione, dove i moti convettivi su grande scala, che avvengono nella regione convettiva, tendono a concentrare i campi magnetici. Dai contorni della rete cromosferica partono le spicule, getti di materiale che si innalzano nell’atmosfera solare fino ad altezze di 10.000 km, cioè ben dentro la corona. Le spicule hanno una durata di 5-10 minuti e in ogni istante ne sono presenti sul Sole circa 100.000. La loro temperatura (probabilmente fra 10.000 e 20.000 K) è più alta di quella degli strati cromosferici sottostanti, ma assai minore di quella del plasma coronale (~1.000.000 K), nel quale esse si prolungano. Si pensa che siano gli intensi campi magnetici che permeano le spicule a impedire che il gas denso e freddo che le costituisce si disperda nell’ambiente coronale circostante.