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L'atmosfera e la cromosfera
Sopra la fotosfera c'e' l'atmosfera solare, la cui parte inferiore e' detta
cromosfera, uno strato di gas caldo (10-20.000 gradi) dello spessore di 2.000
Km, rivelata attraverso l'emissione di una riga spettrale dell'idrogeno a
6563 Angstrom, nella zona rossa dello spettro visibile. Se osservata con un
filtro rosso, la cromosfera appare molto irregolare a causa di fenomeni che
riguardano il gas degli strati i piu' esterni. In particolare vi si
distinguono le protuberanze, getti di gas caldo che appaiono come gigantesche
lingue di fuoco emesse dalla superficie e scompaiono dopo pochi giorni o
settimane; e le spicule, piccole lingue di idrogeno larghe qualche centinaio
di chilometri, che si originano nella bassa e media cromosfera e scompaiono
dopo pochi minuti. 
Una delle piu' spettacolari
protuberanze solari mai osservate,
delle dimensioni di 588.000 Km.
E' stata osservata dallo Skylab
nel dicembre 1973 (NASA)
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Immagine in luce ultravioletta
di un'eruzione solare.
L'immagine e' stata presa
dal satellite SOHO (SOlar
and Heliospheric Observatory)
nel 1996. (ESA/NASA)
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Oltre la cromosfera e' presente una vasta regione di gas
ionizzato e caldissimo ed estremamente rarefatto, detta corona solare; essa ha
una luminosita' molto inferiore a quella della fotosfera e pertanto non e'
normalmente visibile, se non durante le eclissi di Sole, che ne oscurano la
parte piu' brillante. La corona solare emette fortemente nella banda radio; il
suo spettro indica la presenza di atomi di calcio privi di ben 14 elettroni, e
di atomi di ferro privi di 13 elettroni: questo indica una temperatura del gas
di oltre un milione di gradi.
Il gas coronale alla temperatura di
un milione e mezzo di gradi, osservato
dall'Extreme UltraViolet Imaging
Telescope sulla sonda SOHO (SOlar
Heliospheric Observatory).
Si possono notare le strutture
del campo magnetico solare. (ESA/NASA)
L'origine di questa altissima temperatura non e' ancora ben nota. L'estensione
della corona e' difficile da determinare, perche' la sua luminosita' decresce
gradualmente fino a molti milioni di chilometri dal Sole. Il Sole, inoltre,
emette continuamente un getto di gas ionizzato, detto vento solare, ad una
velocita' variabile tra 250 e 850 Km/s.
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In quest'immagine di un'eclisse
totale del 1977 si vede bene la corona solare. (Calvin J. Hamilton)
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Immagine di un'eclisse solare totale
del luglio 1991, fotografata da Steve Albers in California
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Questo flusso di ioni, che si puo' considerare un po' come il prolungamento
della corona, viene spinto fino a grandi distanze dal Sole e interagisce con la
magnetosfera e la ionosfera dei pianeti, perturbandola e producendo fenomeni
come le aurore polari.
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Pennacchi
di gas caldo che fuoriescono dal Sole, forse sorgenti di vento solare e di
particelle cariche. Dall'alto verso il basso: il campo magnetico vicino al
polo sud solare; immagine ultravioletta di un pennacchio alla temperatura di
un milione di gradi, nella stessa regione; immagine ultravioletta di una
regione di atmosfera solare piu' qiueta e vicina alla superficie . (ESA/NASA)
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