LA CONOSCENZA BASE DEL SOLE 6) LA CROMOFERA.

La cromosfera del Sole é normalmente invisibile perché la radiazione emessa lí é molto piú debole di quella originata nella fotosfera. Intanto si puó vedere questo strato atmosferico solo nel momento di una eclisse totale quando il bordo della luna nasconde il disco brillante della fotosfera. Il fenomeno é tanto piú spettacolare nella misura che il diametro apparente della luna é piú vicino a quello della fotosfera. La luna sembra avvolta in una frangia colorata, piú o meno sferica, il che gli é valso il nome di CROMOSFERA.

La cromosfera solare é visibile durante una eclisse totale come un anello rossastro causato dagli atomi di idrogeno super caldi. La cromosfera é uno strato irregolare dove la temperatura si alza dai 6000°c fino a 20.000°C. A queste alte temperature l´idrogeno emette luce rossastra.

Oltre alle eclissi, é anche possibile osservare la cromosfera ricorrendo alle analisi spettrali. Con l´utilizzo di filtri a banda stretta (filtro de Lyot), o con un spettro-eliografo, abbiamo l´opportunitá di verificare che il disco solare cosí ottenuto ha un diametro maggiore del disco fotosferico, il che spiega l´apparenza del fenomeno durante le eclissi. Lo spettro della cromosfera appare in forma di linee brillanti, il che comprova che questo strato é composto da gas caldi che emettono luce, dando origine alle righe di emissione. Queste righe sono difficili da osservare con la luce brillante della fotosfera. Certe fasce dello spettro solare visibile sono molto scure rappresentando questo che gli strati esterni, da mille a due mila chilometri sopra la fotosfera, sono molto assorbenti per le radiazioni di questa gamma di larghezza d´onda.

In questa espettroeliogramma in H-Alfa, possiamo osservare due tipi di filamenti: dalle zone quiescenti, e sono lunghe e piú spessi e si trovano lontani dalle regioni attive; e filamenti piú piccoli e piú fini che si trovano nelle regioni attive.

Una delle righe piú brillanti dello spettro di emissione cromosferico é la linea di Balmer Halfa , nella lunghezza d´onda 6563 Å, che nello spettro solare normale appare in assorbimento. Questa riga corrisponde a transazioni elettroniche nell´atomo di idrogeno, corrispondente alla diseccitazione dell´elettrone di 3º per il 2º livello di energia, con conseguente liberazione di radiazione visibile e piú precisamente di luce rossa. Cosí si giustifica il colore rossastro della cromosfera.

La zona centrale di una macchia solare - ombra- si trova separata dalla granulazione per la penombra, Si vedano presenti nella penombra le fibrille.

Alla osservazione del Sole in questa gamma di radiazione, é rilevante la presenza di macchie solari. Queste sono costituite da una zona centrale – l´ombra -, che si trova a circa 2.000 K piú fredda della zona circastante, separata dalla granulazione dalla penombra. Nella penombra sono visibili dei filamenti caratteristici (fibrille) che si devono ai movimenti del gas tra l´interno della macchia e l´esterno. La differenza di temperatura nella macchia si deve essenzialmente all´effetto del campo magnetico che inibisce la convenzione, permettendo ai gas di raffreddarsi senza che siano di nuovo riscaldati dal nuovo gas che arriva dall´interno.

Nel Sole le macchie si trovano normalmente associate in gruppi.

Normalmente le macchie sono associate in gruppi, essendo raro incontrare macchie isolate. Il numero delle macchie varia col tempo, essendo normalmente localizzate a non oltre il 40° di latitudine. La presenza delle macchie é fortemente legata al livello di attivitá del Sole.

Spettro-eliogramma della cromosfera. In questa immagine del Sole nella fascia K del calcio ionizzato vi é un chiaro esempio della struttura della rete cromosferica. Gli orli delle maglie della rete sembrano brillanti dovuto all´eccesso di temperatura che accompagna l´aumento del campo magnetico.

Le immagine ottenute nell´ultravioletto, corrispondente alla radiazione delle fasce H e K del calcio ionizzato, evidenziano le maglie di una rete in grande scala, chiamata rete cromosferica. Queste maglie sono unite alle cellule della supergranulazione fotosferica. Nel margine di ogni maglia della rete il campo magnetico si concentra e dá origine a getti di gas che si alzano fino a 10 mila chilometri sopra il bordo della cromosfera e con una velocitá di vari decine di chilometri al secondo e che durano tra i 5 e i 10 minuti. Queste strutture ben viste nella banda H-alfa sono responsabili per l´apparenza ondulata della cromosfera e quando osservate contro il disco solare, sembrano filamenti scuri.

Osservazione del Sole nella fascia H-alfa, si vedono in distacco i getti e l´aspetto ondulato della cromosfera.

La temperatura nella cromosfera passa per un minimo vicino ai 4.300 K, nella base, salendo dopo fino a temperature dell´ordine dei 20.000 K. o piú, a 2.500 Km di altezza. Questo riscaldamento non puó essere spiegato con base ai fotoni prodotti all´interno del Sole, perché se fosse cosí, la cromosfera dovrebbe essere piú fredda della fotosfera e non piú calda. Attualmente si pensa che la fonte di energia responsabile per questo riscaldamneto siano dei campi magnetici variabili formati nella fotosfera e trasportati verso la corona da correnti elettriche, lasciando parte della loro energia nella cromosfera.

Mentre la temperatura nella fotosfera scende dall´interno verso l´esterno, il contrario avviene nella cromosfera.

SAND-RIO

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17 pensieri su “LA CONOSCENZA BASE DEL SOLE 6) LA CROMOFERA.

  1. OT:

    una domanda agli amministratori: qualcuno ha pubblicato questo artcolo manulamente?
    rispondete poich ho bisogno di capire se è risolto il problema di pubblicazione automatica o no..

    grazie!!
    Alessio

      (Quote)  (Reply)

  2. Alessio :

    OT:

    una domanda agli amministratori: qualcuno ha pubblicato questo artcolo manulamente?
    rispondete poich ho bisogno di capire se è risolto il problema di pubblicazione automatica o no..

    grazie!!
    Alessio

    di solito sn io, quindi direi proprio di no!
    Altro problema risolto.

      (Quote)  (Reply)

  3. Giovanni Micalizzi :

    Quindi Simon per te in linea di massima come potrebbe essere l’arrivo del massimo anche nel sud emifero?
    Cioè in che tempi esso potrebbe manifestarsi dopo quello del Nord?

    1 ANNO circa…ma nn ci sn certezze…metti che nel frattempo iniziano a comparire macchie del ciclo 25…

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  4. Volevo dire a tutti gli utenti, questo mese non usciranno i dati sul GW, sia italiano che globale.
    abbiamo avuto dei problemi e ormai siamo già a metà mese con le visite che diminuiscoo per via della gente in ferie.
    torneremo a settembre con i resoconti di Agosto e dell’estate.
    il CNR intanto ha aggiornato il proprio database ed utilizza la media 71-00 utilizzata anche dall’aeronautica

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  5. intanto propongo un fatto che mi pare interessante, magari relazionato al recinto di carrington che non è del tutto annullato fino a fine settmbre.
    la regione/macchia 1092 quando si è avvicinata al confine del disco solare ha avuto un’evoluzione magnetica particolare perchè mentre prima nel magnetogramma appariva come un cerchio nero poi mano a mano ha sviluppato le caratteristiche di macchia a polarità invertità, con una porzione bianca quasi simmetrica e ad essa adiacente.
    sembra che lo stesso stia succedendo alla 1093 che tra l’altro anche nel continuum è molto simile alla 1092
    http://sdo.gsfc.nasa.gov/assets/img/latest/latest_4096_HMIB.jpg

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  6. Mentre dal behind nel sud emisfero, sta arrivando la regione che se ha ancora macchie come sembra dalla sua ottima coalescenza magnetica, sarebb il suo quarto giro di stella:

    http://stereo.gsfc.nasa.gov/beacon/latest_256/behind_euvi_195_latest.jpg

    solo in vicinanza di un massimo le regioni riesconop a durare così tanto!

    io nn so più cosa pensare, i sintomi ci sn tutti, poi è chiaro che stavolta il sole può anche decidere di fare come gli pare!

    Simon

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  7. There will be large spots, and they will say Look, the Sun is ramping strong now. But the little spots still blink in and out. They will not add much to the total when they are weighed.
    Will the sun now change it’s behavior?
    It has not done so yet, and it remains a struggle, against whatever it is that tears away at it’s cycle growth.

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  8. ciao a tutti sono nuovo ,  è da un po che mi sto interessando al sole … ho sentito dire di una forte tempesta solare nel 2013 …. cè da preouccuparsi ?

    spero che qualcuno mi risponda
    grazie ciao

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  9. Ne abbiamo giá parlato tante volte… ma lo ripetiamo: Nessuno lo puó sapere, tutto é possibile ma le tempeste solari non danno preavvisi né ci sono configurazioni bariche che possano prevedelo. Tutto si basa su dati statistici che una forte tempesta é possibile ci sia ogni 50/70 anni, ma il Sole non conosce le statistiche umane né legge i giornali catastrofistici.

    Poi tutto puó accadere ma non certo perché qualcuno lo ha previsto per il 2013. L´unica cosa certa é che le tempeste magnetiche solari forti ogni tanto accadono… quando nessuno lo conosce!

      (Quote)  (Reply)

  10. christian stai calmo, per adesso puoi continuare a chiamare col cellulare e a vedere la tv satellitare.
    nessuno ti saprà mai rispondere con certezza, è capitato in passato e capiterà in futuro, in passato non c'era la presenza di tutti questi congegni elettronici ne di tutti questi satelliti in orbita quindi i danni saranno certamente maggiori.
    eventi del genere colpiscono però a livello regionale probabilmente e non globale… ma anche su queste cose non avendone mai l'uomo avuto esperienza nel contesto contemporaneo nessuno ti potrà rispondere.
    ultimo consiglio: non dare troppa retta ai catastrofismi da giornalismo spiccio, hanno come unico scopo quello di attirare l'attenzione della gente, di aumentare le visite e quindi gli introiti da pubblicità e non son certo fatti per allertare le persone sui problemi reali! Ciao

      (Quote)  (Reply)

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