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.

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.

Una delle righe piú brillanti dello spettro di emissione cromosferico é la linea di Balmer H_alfa , 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.

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.

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.

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.

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.

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