Der chromosphere (wörtlich, "Bereich der Farbe") ist von den drei Hauptschichten in der Atmosphäre der Sonne zweit und ist ungefähr 2000 Kilometer tief. Es sitzt gerade über dem Photobereich und gerade unter dem Sonnentransistorübergangsbereich.

Die Dichte des chromosphere, ist es sehr klein, nur Zeiten dieser des Photobereichs, die Schicht gerade darunter und Zeiten diese der Atmosphäre der Erde seiend. Das macht den chromosphere normalerweise unsichtbar, und es kann nur während einer Gesamteklipse gesehen werden, wo seine rötliche Farbe offenbart wird. Die Farbenfarbtöne irgendwelcher wo zwischen rosa und rot.

Jedoch, ohne spezielle Ausrüstung, kann der chromosphere nicht wegen der überwältigenden Helligkeit des Photobereichs normalerweise gesehen werden.

Die Dichte des chromosphere nimmt mit der Entfernung vom Zentrum der Sonne ab. Das nimmt logarithmisch von 10^17 Partikeln pro Kubikzentimeter, oder ungefähr 2*10^-4 kg/m3 zu unter 1.6*10^-11 kg/m3 an der Außengrenze ab. Die Temperatur beginnt, von der inneren Grenze von ungefähr 6000 K zu einem Minimum von etwa 3800 K, vor der Erhöhung zu aufwärts 35000 K an der Außengrenze mit der Übergang-Schicht der Korona abzunehmen. zeigt die Tendenzen, welche Dichte und Temperatur den chromosphere durchziehen.

Das Vergleichen chromosphere und Photobereich

Während der Photobereich ein Absorptionslinienspektrum hat, wird das Spektrum des chromosphere durch Emissionslinien beherrscht. Insbesondere eine seiner stärksten Linien ist an einer Wellenlänge von nm; diese Linie wird durch ein Wasserstoffatom ausgestrahlt, wann auch immer sein Elektron einen Übergang von bis das Energieniveau macht. Eine Wellenlänge von nm ist im roten Teil des Spektrums, das den chromosphere veranlasst, seine charakteristische rötliche Farbe zu haben.

Durch das Analysieren des Spektrums des chromosphere wurde es gefunden, dass die Temperatur dieser Schicht der Sonnenatmosphäre mit der zunehmenden Höhe im chromosphere selbst zunimmt. Seine Temperatur an der Oberseite vom Photobereich ist nur über K, während an der Oberseite von chromosphere, einige km höher, es K erreicht. Das ist jedoch das Gegenteil dessen, was wir im Photobereich finden, wo die Temperatur mit der zunehmenden Höhe fällt.

Es wird noch nicht völlig verstanden, was Phänomen die Temperatur des chromosphere veranlasst paradoxerweise zu vergrößern, als Sie vom Interieur der Sonne abrücken. Jedoch scheint es wahrscheinlich, um teilweise oder völlig durch die magnetische Wiederverbindung erklärt zu werden.

Eigenschaften

Viele interessante Phänomene können im chromosophere beobachtet werden:

• Glühfäden (und Bekanntheiten, die von der Seite angesehene Glühfäden sind) unterliegen vielen Kranz-Massenausweisungen und sind folglich für die Vorhersage des Raumwetters wichtig. Sonnenbekanntheiten erheben sich durch den chromosphere vom Photobereich, manchmal Höhen 150 000 km erreichend. Diese riesigen Wolken von Benzin sind von Sonnenphänomenen beiseite von den weniger häufigen Sonnenaufflackern am sensationellsten.
• Der grösste Teil des gemeinsamen Merkmals ist die Anwesenheit von spicules, langen dünnen Finger von Leuchtbenzin, die wie die Klingen eines riesigen Feldes des glühenden Grases erscheinen, das aufwärts vom Photobereich unten wächst. Spicules erheben sich zur Spitze des chromosphere und sinken dann treten wieder über den Kurs von ungefähr 10 Minuten zurück. Ähnlich gibt es horizontale Strähnen von genannten fibrils von Benzin, die über zweimal nicht weniger als spicules dauern.

Sieh das Blitz-Spektrum des Sonnenchromosphere (Eklipse vom 7. März 1970).

Siehe auch

• Plage (Astronomie)
• Größenordnungen (Dichte)
• Welle von Moreton

Links

• Belebte Erklärung von Chromosphere (und Transistorübergangsbereich) (Universität von Glamorgan).
• Belebte Erklärung der Temperatur von Chromosphere (und Transistorübergangsbereich) (Universität von Glamorgan).