La cromosfera è lo strato più basso dell’atmosfera del Sole, situato immediatamente al di sopra della fotosfera, lo strato visibile della superficie solare. Il termine deriva dal greco χρῶμα (chroma), “colore”, e σφαῖρα (sphaira), “sfera”, e richiama l’aspetto rossastro con cui questa regione appare durante particolari condizioni di osservazione.
Questo sottile strato atmosferico si estende mediamente per circa 2000 km al di sopra della fotosfera e costituisce la zona di transizione tra la superficie visibile del Sole e gli strati più esterni dell’atmosfera solare, tra cui la corona, molto più rarefatta ed estesa.
Nonostante la sua importanza nella dinamica dell’atmosfera solare, la cromosfera non è normalmente visibile a occhio nudo, poiché la luminosità estremamente intensa della fotosfera ne sovrasta l’emissione.
La cromosfera diventa tuttavia osservabile in circostanze particolari. Durante le eclissi solari totali, quando la Luna oscura completamente la fotosfera, questo strato appare per alcuni istanti come un sottile anello luminoso di colore rosso-rosato attorno al bordo del disco solare.
La sua visibilità è però estremamente breve, limitata agli attimi immediatamente prima e subito dopo la fase di totalità, quando la cromosfera non è ancora completamente coperta dalla Luna.
Oltre alle eclissi, l’osservazione della cromosfera è possibile anche mediante strumenti astronomici specializzati, come telescopi solari dotati di filtri spettrali o coronografi, dispositivi progettati per bloccare artificialmente la luce della fotosfera mediante un piccolo disco posto nel piano focale del telescopio. Questo sistema permette di ridurre l’abbagliamento della superficie solare e rivelare le strutture più deboli dell’atmosfera, tra cui la cromosfera e la corona solare.
Posizione e spessore della cromosfera
La cromosfera si trova immediatamente al di sopra della fotosfera, lo strato visibile della superficie solare, e al di sotto della regione di transizione che conduce alla corona solare. Essa rappresenta quindi uno strato intermedio dell’atmosfera del Sole, situato tra la superficie luminosa della stella e le regioni più esterne e rarefatte dell’atmosfera solare.
Posizione-e-spessore-della-cromosfera
Dal punto di vista strutturale, la cromosfera è uno strato relativamente sottile, con uno spessore medio di circa 2000–3000 km. Tuttavia, questo valore non è uniforme: l’altezza effettiva della cromosfera può variare nel tempo e nello spazio, in funzione dell’attività magnetica solare e della presenza di fenomeni dinamici come getti di plasma, spicole e protuberanze.
All’interno della cromosfera si osserva inoltre una rapida diminuzione della densità del plasma con l’aumentare dell’altitudine, accompagnata da una progressiva variazione delle condizioni fisiche del gas ionizzato. In prossimità della fotosfera il plasma è relativamente più denso e freddo, mentre procedendo verso l’alto la materia diventa sempre più rarefatta e si avvicina alle condizioni caratteristiche della regione di transizione e della corona.
Un aspetto particolarmente interessante della cromosfera riguarda la variazione della temperatura con l’altitudine. Contrariamente a quanto ci si potrebbe aspettare allontanandosi da una superficie calda, la temperatura non diminuisce in modo monotono, ma dopo un minimo nelle regioni più basse inizia gradualmente ad aumentare, passando da circa 4500–6000 K negli strati inferiori fino a valori prossimi ai 20.000 K negli strati più alti.
Questo comportamento rappresenta uno degli aspetti più studiati della fisica solare ed è collegato ai processi di riscaldamento dell’atmosfera solare indotti dal campo magnetico e dalle onde magnetoidrodinamiche.
Composizione e caratteristiche fisiche
Composizione chimica della cromosfera
La cromosfera è composta principalmente da plasma costituito da idrogeno ed elio, gli stessi elementi predominanti nel Sole. In misura minore sono presenti tracce di elementi più pesanti, tra cui calcio, sodio, magnesio e ferro, che contribuiscono alla formazione delle numerose linee spettrali osservabili nello spettro solare.
Come negli altri strati dell’atmosfera solare, la materia nella cromosfera si trova in uno stato altamente ionizzato, formato da gas caldi e rarefatti soggetti a intensi campi magnetici. Le proprietà fisiche del plasma cromosferico variano rapidamente con l’altitudine, con forti gradienti di densità, temperatura e pressione.
La scoperta dell’elio nella cromosfera
Uno degli episodi più significativi nella storia dell’astrofisica è legato proprio allo studio della cromosfera. Durante un’eclissi solare nel 1868, poco tempo dopo l’introduzione della spettroscopia astronomica, l’astronomo francese Jules Janssen osservò intense linee di emissione provenienti dalla cromosfera.
Una di queste linee risultava molto vicina alla lunghezza d’onda di una nota coppia di linee gialle attribuite al sodio, ma presentava caratteristiche leggermente diverse. La linea era così intensa da poter essere studiata anche senza eclissi, utilizzando strumenti spettroscopici.
Quasi contemporaneamente anche l’astronomo britannico Norman Lockyer osservò la stessa linea luminosa nello spettro solare. Studi successivi dimostrarono che la lunghezza d’onda non corrispondeva a quella di alcun elemento conosciuto all’epoca. Si comprese quindi che si trattava di un nuovo elemento chimico, che fu chiamato elio, dal greco Helios, che significa Sole.
Solo nel 1895 l’elio venne isolato per la prima volta sulla Terra, confermando l’ipotesi formulata dagli astronomi attraverso l’analisi spettroscopica del Sole.
Linee spettrali e osservazione della cromosfera
Gli astronomi studiano la cromosfera utilizzando specifiche linee spettrali caratteristiche, tra cui in particolare:
linea H-α
-la riga H-α dell’idrogeno (656,3 nm)
-le righe H e K del calcio ionizzato
La cromosfera risulta relativamente trasparente alla maggior parte delle lunghezze d’onda della radiazione solare, ma diventa opaca in corrispondenza di queste particolari linee spettrali. Di conseguenza, osservando il Sole a tali lunghezze d’onda è possibile mettere in evidenza la cromosfera invece della fotosfera, che normalmente domina la luminosità del disco solare.
Inoltre, la radiazione emessa a queste diverse lunghezze d’onda proviene da differenti profondità all’interno della cromosfera. Il confronto tra immagini ottenute nelle varie bande spettrali consente quindi agli astronomi di ricostruire una rappresentazione tridimensionale delle strutture cromosferiche, fornendo informazioni preziose sulla dinamica del plasma e sull’interazione con il campo magnetico solare.
Strutture e fenomeni della cromosfera
Spicole
Tra le strutture più caratteristiche della cromosfera vi sono le spicole, sottili getti di plasma che si innalzano rapidamente dalla superficie solare. Queste strutture furono descritte già nel 1877 dall’astronomo gesuita Angelo Secchi, che osservò nella cromosfera numerose strutture allungate simili a piccoli getti o fiammate.
Il termine spicule fu introdotto successivamente, nel 1945, dall’astronomo Walter Orr Roberts per indicare queste sottili strutture filamentose di plasma che si estendono verticalmente dalla cromosfera.
Le spicole sono osservabili attraverso alcune linee di emissione caratteristiche della cromosfera, tra cui:
-la linea H-α dell’idrogeno (circa 656 nm),
-le linee H e K del calcio ionizzato (circa 393 nm e 397 nm),
-alcune linee dell’elio, in particolare quelle dell’elio neutro a 588 nm e 1083 nm.
Queste strutture sono estremamente dinamiche e di breve durata, con movimenti rapidi che riflettono la complessa interazione tra plasma e campo magnetico solare.
Protuberanze e filamenti solari
Un altro fenomeno spettacolare associato alla cromosfera è rappresentato dalle protuberanze solari, grandi strutture di plasma relativamente freddo e denso sospese nella corona solare. Queste strutture possono estendersi per decine o centinaia di migliaia di chilometri sopra la cromosfera, sostenute e modellate dal campo magnetico del Sole.
Protuberanze e filamenti
L’aspetto delle protuberanze dipende dalla loro posizione rispetto all’osservatore: quando si trovano al bordo del disco solare, appaiono come strutture luminose che si stagliano sul fondo scuro dello spazio e vengono chiamate protuberanze.
Quando invece sono osservate sul disco solare, risultano visibili in assorbimento e appaiono come strutture scure e allungate, chiamate filamenti.
Protuberanze e filamenti sono quindi due diverse manifestazioni dello stesso fenomeno fisico, osservate da prospettive differenti.
Dinamica e forme delle protuberanze
Le protuberanze solari sono strutture altamente dinamiche e possono comparire in migliaia di regioni diverse della superficie solare. La loro morfologia è estremamente variabile e spesso spettacolare: possono assumere la forma di
-archi magnetici
–siepi filamentose
–cespugli di plasma
–nuvole sospese
–getti o lingue di fuoco
Queste strutture evidenziano in modo particolarmente chiaro l’importanza dei campi magnetici nella modellazione del plasma solare e rappresentano uno degli aspetti più studiati della fisica dell’atmosfera solare.
Metodi di osservazione della cromosfera
L’osservazione della cromosfera presenta notevoli difficoltà a causa della straordinaria luminosità della fotosfera, che domina la radiazione proveniente dal Sole e rende difficile distinguere gli strati atmosferici più esterni. Per questo motivo, lo studio della cromosfera richiede condizioni astronomiche particolari o strumenti progettati appositamente per isolare specifiche lunghezze d’onda della radiazione solare.
Osservazione durante le eclissi solari
Uno dei metodi più spettacolari per osservare la cromosfera è rappresentato dalle eclissi solari totali. Durante questi eventi, la Luna oscura completamente la fotosfera, riducendo drasticamente l’intensa luminosità della superficie solare. In queste brevi condizioni di oscuramento, la cromosfera diventa visibile come un sottile anello luminoso di colore rosso-rosato attorno al bordo del disco solare.
La visibilità della cromosfera durante un’eclissi è tuttavia estremamente breve, limitata agli istanti immediatamente prima e subito dopo la fase di totalità, quando la fotosfera è già coperta ma la cromosfera non è ancora completamente nascosta dalla Luna.
Osservazioni con filtri spettrali
Nella moderna astronomia solare la cromosfera viene osservata principalmente mediante telescopi solari dotati di filtri spettrali molto selettivi, progettati per isolare alcune specifiche linee di emissione a lunghezze d’onda caratteristiche.
Poiché la cromosfera è relativamente opaca a queste lunghezze d’onda, l’osservazione del Sole attraverso tali filtri consente di mettere in evidenza le strutture cromosferiche, come spicole, filamenti, protuberanze e regioni attive, che altrimenti resterebbero invisibili nel continuo della fotosfera.
Coronografi e osservazioni strumentali
Un altro strumento fondamentale per lo studio dell’atmosfera solare è il coronografo, un dispositivo ottico che blocca artificialmente la luce della fotosfera mediante un piccolo disco posto nel piano focale del telescopio. Questo sistema consente di ridurre l’abbagliamento prodotto dal disco solare e di osservare le regioni più esterne dell’atmosfera del Sole, tra cui la cromosfera e la corona.
I coronografi sono utilizzati sia in osservatori terrestri sia a bordo di sonde spaziali dedicate allo studio del Sole, permettendo di monitorare l’evoluzione delle strutture cromosferiche e dei fenomeni magnetici associati all’attività solare.
Imaging a diverse lunghezze d’onda
Le moderne tecniche di osservazione sfruttano inoltre l’imaging multispettrale, ovvero l’acquisizione di immagini del Sole a diverse lunghezze d’onda dello spettro elettromagnetico. Poiché la radiazione emessa a ciascuna lunghezza d’onda proviene da differenti profondità nella cromosfera, il confronto tra queste immagini consente agli astronomi di ricostruire una rappresentazione tridimensionale delle strutture dell’atmosfera solare.
Questi metodi permettono di studiare in dettaglio la dinamica del plasma, la propagazione delle onde magnetoidrodinamiche e l’interazione tra cromosfera e campo magnetico solare, fornendo informazioni fondamentali per comprendere i meccanismi che regolano l’attività della nostra stella.
Ruolo della cromosfera nella dinamica solare
La cromosfera svolge un ruolo fondamentale nella dinamica dell’atmosfera solare, rappresentando una regione di transizione in cui il plasma solare interagisce intensamente con il campo magnetico del Sole. In questo strato si verificano numerosi fenomeni che influenzano sia la struttura degli strati atmosferici superiori, sia l’attività magnetica complessiva della stella.
Interazione con il campo magnetico solare
La cromosfera è fortemente influenzata dalla presenza di campi magnetici complessi e variabili, generati dai movimenti del plasma nella fotosfera e negli strati sottostanti del Sole. Questi campi magnetici modellano e guidano il movimento del plasma cromosferico, dando origine a una grande varietà di strutture dinamiche, tra cui spicole, filamenti, protuberanze e regioni attive.
Le linee di campo magnetico emergono dalla fotosfera e si estendono nella cromosfera, formando archi magnetici e strutture filamentose che possono confinare e sostenere il plasma caldo. L’interazione tra plasma e campo magnetico produce fenomeni di instabilità e riconnessione magnetica, che contribuiscono alla complessa dinamica dell’atmosfera solare.
Trasporto di energia verso gli strati superiori
Un altro aspetto fondamentale della cromosfera riguarda il trasporto di energia dalla fotosfera verso gli strati più esterni dell’atmosfera solare, in particolare verso la regione di transizione e la corona.
In questa regione si propagano onde magnetoidrodinamiche e onde acustiche, generate dai moti convettivi della fotosfera. Queste onde possono trasferire energia al plasma cromosferico e contribuire ai processi di riscaldamento dell’atmosfera solare, uno dei problemi più studiati della fisica stellare.
Collegamento con l’attività solare
La cromosfera rappresenta anche una regione chiave per lo sviluppo dei fenomeni legati all’attività solare, come brillamenti solari, espulsioni di massa coronale e variazioni del campo magnetico. Molti di questi eventi hanno origine o mostrano segnali precursori proprio nelle strutture cromosferiche.
L’osservazione della cromosfera permette quindi agli astronomi di monitorare l’evoluzione delle regioni attive del Sole e di comprendere meglio i meccanismi che regolano il rilascio improvviso di energia magnetica nell’atmosfera solare.
Importanza per lo studio dell’atmosfera solare
Grazie alla sua posizione intermedia tra fotosfera e corona, la cromosfera costituisce un laboratorio naturale per lo studio dell’interazione tra plasma e campi magnetici in condizioni estreme. L’analisi delle sue strutture e dei fenomeni dinamici che vi avvengono fornisce informazioni essenziali per comprendere la fisica dell’atmosfera solare e l’origine di molti processi energetici che caratterizzano l’attività del Sole.
