Pradžia
Pas mokytoją
Kiekvienos žvaigždės, įskaitant Saulę, „paso“ rūšis yra jos spektras. Saulės spektre užfiksuota daugiau nei 30 000 linijų, priklausančių 72 cheminiams elementams. Žinoma, kiti 20 elementų taip pat „yra“ Saulėje. Tiesiog jų linijos labai silpnos ir jas nelengva pastebėti bendrame fone. Saulė šiuo metu susideda iš maždaug 75 % vandenilio ir 25 % helio masės (92,1 % vandenilio ir 7,8 % helio pagal atomų skaičių); visų kitų cheminių elementų (vadinamųjų „metalų“) yra tik 0,2% visos masės. Šis santykis bėgant laikui kinta lėtai, nes vandenilis Saulės šerdyje virsta heliu.
Vidinė Saulės struktūra
Visi aukščiau aptarti Saulės sluoksniai iš tikrųjų nėra stebimi. Virš konvekcinės zonos yra tiesiogiai stebimi Saulės sluoksniai, vadinami jos atmosfera. Saulės atmosfera taip pat susideda iš kelių skirtingų sluoksnių. Išorinių Saulės sluoksnių struktūroje išskiriama fotosfera („šviesos sfera“, išvertus iš graikų kalbos), chromosfera („šviesos sfera“) ir vainika.
Fotosfera
Matomas saulės paviršius - fotosfera– Tai apie 700 km storio dujų sluoksnis, kuriame susidaro į Žemę ateinanti saulės spinduliuotė. Būtent per šio sluoksnio vidurį „nupieštas“ įprastas mūsų žvaigždės paviršius, naudojamas įvairiems skaičiavimams, konkrečiai – aukščiams (aukštyn) ir gyliui (žemyn) matuoti. Išoriniuose, vėsesniuose, retesniuose fotosferos sluoksniuose ištisinio spektro fone atsiranda Fraunhoferio sugerties linijos. Analizuodami saulės spektrą, kuriame yra per 300 tūkstančių absorbcijos linijų, jie nustato ne fotosferos, o virš jos esančių sluoksnių cheminę sudėtį. Sklindančios į viršutinius saulės atmosferos sluoksnius, bangos, kylančios konvekcinėje zonoje ir fotosferoje, perduoda jiems dalį konvekcinių judesių mechaninės energijos ir sukelia vėlesnių atmosferos sluoksnių - chromosferos ir vainiko - dujų šildymą. Dėl to viršutiniai fotosferos sluoksniai, kurių temperatūra yra apie 4500 K, pasirodo esantys „šalčiausi“ Saulėje. Tiek giliai į jas, tiek aukštyn nuo jų, dujų temperatūra sparčiai didėja.
Norėdami susipažinti su vidine Saulės sandara, dabar leiskime į įsivaizduojamą kelionę nuo žvaigždės centro iki jos paviršiaus. Bet kaip mes nustatysime Saulės rutulio temperatūrą ir tankį skirtinguose gyliuose? Kaip galime sužinoti, kokie procesai vyksta Saulės viduje?
Pasirodo, dauguma žvaigždžių fizinių parametrų (mūsų Saulė irgi yra žvaigždė!) nėra matuojami, o teoriškai apskaičiuojami naudojant kompiuterius. Tokių skaičiavimų atskaitos taškai yra tik kai kurios bendrosios žvaigždės charakteristikos, pavyzdžiui, jos masė, spindulys, taip pat jos paviršiuje vyraujančios fizinės sąlygos: temperatūra, atmosferos apimtis, tankis ir panašiai. Žvaigždės (ypač Saulės) cheminė sudėtis nustatoma spektriniu būdu. Ir remdamasis šiais duomenimis, teorinis astrofizikas sukurs matematinį Saulės modelį. Jei toks modelis atitinka stebėjimo rezultatus, tai jį galima laikyti gana geru aproksimacija tikrovei. O mes, pasikliaudami tokiu modeliu, pabandysime įsivaizduoti visas egzotiškas didžiosios žvaigždės gelmes.
Centrinė Saulės dalis vadinama jos šerdimi. Saulės branduolio viduje esanti medžiaga yra labai suspausta. Jos spindulys yra maždaug 1/4 Saulės spindulio, o tūris – 1/45 (šiek tiek daugiau nei 2%) viso Saulės tūrio. Nepaisant to, beveik pusė saulės masės yra supakuota į žvaigždės šerdį. Tai tapo įmanoma dėl labai didelio saulės medžiagos jonizacijos laipsnio. Sąlygos ten yra lygiai tokios pačios, kokios reikalingos termobranduoliniam reaktoriui veikti.
Pajudėję nuo Saulės centro iki maždaug 1/4 jos spindulio, patenkame į vadinamąją spinduliuotės energijos perdavimo zoną. Šią didžiausią vidinę Saulės sritį galima įsivaizduoti kaip branduolinio katilo sienas, pro kurias lėtai išteka saulės energija. Tačiau kuo arčiau Saulės paviršiaus, tuo žemesnė temperatūra ir slėgis. Dėl to medžiaga susimaišo sūkuriais ir energija daugiausia perduodama pačiai medžiagai. Šis energijos perdavimo būdas vadinamas konvekcija, o požeminis Saulės sluoksnis, kuriame jis atsiranda, vadinamas konvekcine zona. Saulės tyrinėtojai mano, kad jos vaidmuo saulės procesų fizikoje yra išskirtinai didelis. Juk būtent čia ir kyla įvairūs saulės medžiagos judėjimai ir magnetiniai laukai.
Pagaliau esame prie matomo Saulės paviršiaus. Kadangi mūsų Saulė yra žvaigždė, karštas plazmos rutulys, ji, skirtingai nei Žemė, Mėnulis, Marsas ir panašios planetos, negali turėti tikro paviršiaus, suprantamo visa to žodžio prasme. O jei kalbame apie Saulės paviršių, tai ši sąvoka yra sąlyginė.
Matomas šviečiantis Saulės paviršius, esantis tiesiai virš konvekcinės zonos, vadinamas fotosfera, kuri iš graikų kalbos verčiama kaip „šviesos sfera“.
Fotosfera yra 300 kilometrų sluoksnis. Čia pas mus patenka saulės spinduliuotė. O kai žiūrime į Saulę iš Žemės, fotosfera yra būtent tas sluoksnis, kuris prasiskverbia pro mūsų regėjimą. Radiacija iš gilesnių sluoksnių mūsų nebepasiekia, o ir pamatyti jų neįmanoma.
Temperatūra fotosferoje didėja didėjant gyliui ir yra vidutiniškai 5800 K.
Didžioji optinės (matomos) Saulės spinduliuotės dalis gaunama iš fotosferos. Čia vidutinis dujų tankis yra mažesnis nei 1/1000 oro, kuriuo kvėpuojame, tankio, o artėjant prie išorinio fotosferos krašto temperatūra sumažėja iki 4800 K Vandenilis tokiomis sąlygomis išlieka beveik visiškai neutralus.
Astrofizikai fotosferos pagrindą laiko didžiosios žvaigždės paviršiumi. Pačią fotosferą jie laiko žemiausiu (vidiniu) Saulės atmosferos sluoksniu. Virš jo yra dar du sluoksniai, kurie sudaro išorinius Saulės atmosferos sluoksnius – chromosferą ir vainikinę. Ir nors tarp šių trijų sluoksnių nėra ryškių ribų, susipažinkime su pagrindiniais jų skiriamaisiais bruožais.
Geltonai balta fotosferos šviesa turi ištisinį spektrą, tai yra, ji atrodo kaip ištisinė vaivorykštės juosta su laipsnišku spalvų perėjimu iš raudonos į violetinę. Tačiau apatiniuose išretėjusios chromosferos sluoksniuose, vadinamojo temperatūros minimumo srityje, kur temperatūra nukrenta iki 4200 K, saulės šviesa patiria absorbciją, dėl kurios saulės spektre susidaro siauros sugerties linijos. Jos vadinamos Fraunhoferio linijomis, pavadintomis vokiečių optiko Josepho Frau ir Gopherio vardu, kurie 1816 metais kruopščiai išmatavo 754 linijų bangos ilgį.
Iki šiol Saulės spektre užfiksuota daugiau nei 26 tūkstančiai įvairaus intensyvumo tamsių linijų, atsirandančių dėl „šaltų“ atomų šviesos sugerties. Ir kadangi kiekvienas cheminis elementas turi savo būdingą absorbcijos linijų rinkinį, tai leidžia nustatyti jo buvimą išoriniuose saulės atmosferos sluoksniuose.
Cheminė Saulės atmosferos sudėtis yra panaši į daugumos žvaigždžių, susidariusių per pastaruosius kelis milijardus metų (vadinamų antrosios kartos žvaigždėmis), sudėtį. Palyginti su senaisiais dangaus kūnais (pirmosios kartos žvaigždėmis), juose yra dešimtis kartų daugiau sunkiųjų elementų, tai yra elementų, sunkesnių už helią. Astrofizikai mano, kad sunkieji elementai pirmą kartą atsirado dėl branduolinių reakcijų, įvykusių žvaigždžių sprogimo metu, o gal net ir galaktikų sprogimo metu. Saulės formavimosi metu tarpžvaigždinė terpė jau buvo gana gerai prisodrinta sunkiųjų elementų (pati Saulė dar negamina elementų, sunkesnių už helią). Tačiau mūsų Žemė ir kitos planetos, matyt, kondensavosi iš to paties dujų ir dulkių debesies kaip ir Saulė. Todėl gali būti, kad tyrinėdami mūsų dienos šviesos cheminę sudėtį mes taip pat tiriame pirminės protoplanetinės medžiagos sudėtį.
Kadangi temperatūra saulės atmosferoje kinta priklausomai nuo aukščio, skirtingų cheminių elementų atomai sukuria absorbcijos linijas skirtinguose lygiuose. Tai leidžia ištirti įvairius didžiosios žvaigždės atmosferos sluoksnius ir nustatyti jų mastą.
Virš fotosferos yra retesnis skiemuo! Saulės atmosfera, vadinama chromosfera, o tai reiškia „spalvotą sferą“. Jos šviesumas daug kartų mažesnis už fotosferos šviesumą, todėl chromosfera matoma tik trumpomis visiško saulės užtemimo minutėmis, tarsi rožinis žiedas aplink tamsų Mėnulio diską. Rausvą chromosferos spalvą sukelia vandenilio spinduliuotė. Šios dujos turi intensyviausią spektrinę liniją – Ha – raudonojoje spektro srityje, o ypač daug vandenilio yra chromosferoje.
Iš Saulės užtemimų metu gautų spektrų aišku, kad maždaug 12 tūkstančių km aukštyje virš fotosferos raudonoji vandenilio linija išnyksta, o jonizuoto kalcio linijos nustoja būti matomos 14 tūkstančių km aukštyje. Šis aukštis laikomas viršutine chromosferos riba. Kylant temperatūrai, temperatūra didėja, viršutiniuose chromosferos sluoksniuose pasiekdama 50 000 K, kylant temperatūrai, didėja vandenilio, o vėliau helio jonizacija.
Temperatūros padidėjimas chromosferoje yra gana suprantamas. Kaip žinoma, saulės atmosferos tankis greitai mažėja didėjant aukščiui, o išretėjusi terpė išskiria mažiau energijos nei tanki. Todėl iš Saulės ateinanti energija įkaitina viršutinę chromosferą ir virš jos esančią vainiką.
Šiuo metu heliofizikai specialiais instrumentais stebi chromosferą ne tik saulės užtemimų metu, bet ir bet kurią giedrą dieną. Visiško saulės užtemimo metu galite pamatyti atokiausią Saulės atmosferos sluoksnį – vainiką – subtilų perlamutrinio sidabro švytėjimą, besitęsiantį aplink užtemusią Saulę. Bendras vainiko ryškumas yra maždaug viena milijonoji Saulės šviesos arba pusė Mėnulio pilnaties šviesos.
Saulės vainikas yra labai reta plazma, kurios temperatūra artima 2 milijonams K. Koroninės medžiagos tankis yra šimtus milijardų kartų mažesnis už oro tankį prie Žemės paviršiaus. Esant tokioms sąlygoms, cheminių elementų atomai negali būti neutralios būsenos: jų greitis toks didelis, kad tarpusavio susidūrimų metu jie netenka beveik visų elektronų ir pakartotinai jonizuojasi. Štai kodėl Saulės vainiką daugiausia sudaro protonai (vandenilio atomų branduoliai), helio branduoliai ir laisvieji elektronai.
Išskirtinai aukšta vainiko temperatūra lemia, kad jos medžiaga tampa galingu ultravioletinės ir rentgeno spinduliuotės šaltiniu. Stebėjimui šiuose elektromagnetinio spektro diapazonuose, kaip žinoma, naudojami specialūs ultravioletinių ir rentgeno spindulių teleskopai, sumontuoti erdvėlaiviuose ir orbitinėse mokslinėse stotyse.
Taikant radijo metodus (saulės vainikėlis intensyviai skleidžia decimetrines ir metrus radijo bangas), vainikiniai spinduliai „žiūrimi“ iki 30 saulės spindulių atstumu nuo saulės disko krašto. Tolstant nuo Saulės vainiko tankis mažėja labai lėtai, o viršutinis jos sluoksnis teka į kosmosą. Taip susidaro saulės vėjas.
Tik dėl kūnelių lakavimo Saulės masė kas sekundę sumažėja ne mažiau kaip 400 tūkst.
Saulės vėjas pučia visoje mūsų planetų sistemos erdvėje. Iki tol pradinis greitis pasiekia daugiau nei 1000 km/s, bet vėliau pamažu mažėja. Žemės orbitoje vidutinis vėjo greitis yra apie 400 km/s. Ohmas savo kelyje nušluoja visas planetų ir kometų skleidžiamas dujas, mažiausias meteorines dulkių daleles ir net mažos energijos galaktikos kosminių spindulių daleles, išnešdamas visas šias „šiukšles“ į planetų sistemos pakraščius. Vaizdžiai tariant, atrodo, kad maudomės didelės žvaigždės karūnoje...
Spektrinė saulės spindulių analizė parodė, kad mūsų žvaigždėje yra daugiausia vandenilio (73% žvaigždės masės) ir helio (25%). Likę elementai (geležis, deguonis, nikelis, azotas, silicis, siera, anglis, magnis, neonas, chromas, kalcis, natris) sudaro tik 2 proc. Visos Saulėje aptiktos medžiagos randamos Žemėje ir kitose planetose, o tai rodo bendrą jų kilmę. Vidutinis Saulės medžiagos tankis yra 1,4 g/cm3.
Kaip tyrinėjama Saulė
Saulė yra "" su daugybe sluoksnių, kurie turi skirtingą sudėtį ir tankį, ir juose vyksta skirtingi procesai. Stebėti žvaigždę žmogaus akiai pažįstamame spektre neįmanoma, tačiau dabar sukurti teleskopai, radijo teleskopai ir kiti prietaisai, fiksuojantys ultravioletinę, infraraudonąją ir rentgeno spinduliuotę iš Saulės. Iš Žemės stebėjimas yra efektyviausias saulės užtemimo metu. Per šį trumpą laikotarpį astronomai visame pasaulyje tiria vainiką, iškilimus, chromosferą ir įvairius reiškinius, vykstančius vienintelėje žvaigždėje, kurią galima atlikti tokiam išsamiam tyrimui.
Saulės struktūra
Korona yra išorinis Saulės apvalkalas. Jis turi labai mažą tankį, todėl jis matomas tik užtemimo metu. Išorinės atmosferos storis netolygus, todėl joje karts nuo karto atsiranda skylių. Pro šias skyles į kosmosą 300-1200 m/s greičiu veržiasi saulės vėjas – galingas energijos srautas, kuris žemėje sukelia šiaurės pašvaistę ir magnetines audras.
Chromosfera yra dujų sluoksnis, kurio storis siekia 16 tūkst. Jame vyksta karštų dujų konvekcija, kurios nuo apatinio sluoksnio (fotosferos) paviršiaus vėl krenta atgal. Būtent jie „perdega“ vainiką ir formuoja iki 150 tūkst. km ilgio saulės vėjo srautus.
Fotosfera yra tankus, nepermatomas 500–1500 km storio sluoksnis, kuriame kyla smarkios ugnies audros, kurių skersmuo siekia iki 1 tūkst. Fotosferos dujų temperatūra yra 6000 oC. Jie sugeria energiją iš apatinio sluoksnio ir išskiria ją kaip šilumą ir šviesą. Fotosferos struktūra primena granules. Tarpai sluoksnyje suvokiami kaip saulės dėmės.
125-200 tūkstančių km storio konvekcinė zona yra saulės apvalkalas, kuriame dujos nuolat keičiasi energija su radiacijos zona, įkaista, kyla į fotosferą ir vėsdamos vėl nusileidžia naujai energijos daliai.
Radiacinė zona yra 500 tūkstančių km storio ir labai didelio tankio. Čia medžiaga bombarduojama gama spinduliais, kurie paverčiami mažiau radioaktyviais ultravioletiniais (UV) ir rentgeno (X) spinduliais.
Pluta arba šerdis yra saulės „katilas“, kuriame nuolat vyksta protonų ir protonų termobranduolinės reakcijos, kurių dėka žvaigždė gauna energiją. Vandenilio atomai 14 x 10 °C temperatūroje virsta heliu. Čia titaninis slėgis yra trilijonas kg kubiniame cm Kas sekundę 4,26 milijono tonų vandenilio paverčiama heliu.
Iškilimai
Saulės paviršius, kurį matome, yra žinomas kaip fotosfera. Tai sritis, kurioje šviesa iš šerdies galiausiai pasiekia paviršių. Fotosferos temperatūra yra apie 6000 K ir šviečia baltai.
Tiesiai virš fotosferos atmosfera tęsiasi kelis šimtus tūkstančių kilometrų. Pažvelkime atidžiau į Saulės atmosferos sandarą.
Pirmasis atmosferos sluoksnis turi minimalią temperatūrą ir yra maždaug 500 km atstumu virš fotosferos paviršiaus, o temperatūra yra apie 4000 K. Žvaigždei tai gana vėsu.
Chromosfera
Kitas sluoksnis yra žinomas kaip chromosfera. Jis yra tik apie 10 000 km atstumu nuo paviršiaus. Viršutinėje chromosferos dalyje temperatūra gali siekti 20 000 K. Chromosfera nematoma be specialios įrangos, kuri naudoja siaurajuosčius optinius filtrus. Milžiniški saulės iškilimai chromosferoje gali pakilti iki 150 000 km aukščio.
Virš chromosferos yra pereinamasis sluoksnis. Po šiuo sluoksniu gravitacija yra dominuojanti jėga. Virš pereinamosios srities temperatūra greitai pakyla, nes helis tampa visiškai jonizuotas.
Saulės korona
Kitas sluoksnis yra vainikas, kuris tęsiasi nuo Saulės milijonus kilometrų į kosmosą. Koroną galite pamatyti visiško užtemimo metu, kai šviesulio diską dengia Mėnulis. Koronos temperatūra yra apie 200 kartų aukštesnė nei paviršiaus.
Atmosfera
Žemės atmosfera yra oras, kuriuo kvėpuojame, mums pažįstamas dujinis Žemės apvalkalas. Tokios kriauklės turi ir kitos planetos. Žvaigždės yra pagamintos tik iš dujų, tačiau jų išoriniai sluoksniai taip pat vadinami atmosfera. Šiuo atveju išoriniais laikomi tie sluoksniai, iš kurių bent dalis spinduliuotės gali laisvai išeiti į supančią erdvę, nesugeriant ją dengiančių sluoksnių.
Fotosfera
Saulės fotosfera prasideda 200-300 km giliau nei matomas Saulės disko kraštas. Šie giliausi atmosferos sluoksniai vadinami fotosfera. Kadangi jų storis yra ne didesnis kaip viena trys tūkstantoji Saulės spindulio dalis, fotosfera kartais sutartinai vadinama Saulės paviršiumi.
Dujų tankis fotosferoje yra maždaug toks pat, kaip ir Žemės stratosferoje, ir šimtus kartų mažesnis nei Žemės paviršiuje. Fotosferos temperatūra nukrenta nuo 8000 K 300 km gylyje iki 4000 K viršutiniuose sluoksniuose. Vidurinio sluoksnio, spinduliuotės, iš kurios mes suvokiame, temperatūra yra apie 6000 K.
Tokiomis sąlygomis beveik visos dujų molekulės suyra į atskirus atomus. Tik viršutiniuose fotosferos sluoksniuose išliko palyginti nedaug paprastų H 2, OH ir CH tipo molekulių ir radikalų.
Ypatingą vaidmenį Saulės atmosferoje atlieka žemiškoje gamtoje neaptinkamas neigiamas vandenilio jonas, kuris yra protonas su dviem elektronais. Šis neįprastas junginys susidaro ploname išoriniame, „šalčiausiame“ fotosferos sluoksnyje, kai neigiamo krūvio laisvieji elektronai, kuriuos tiekia lengvai jonizuojami kalcio, natrio, magnio, geležies ir kitų metalų atomai, „prilimpa“ prie neutralių vandenilio atomų. Kai susidaro, neigiami vandenilio jonai išskiria didžiąją dalį matomos šviesos. Jonai godžiai sugeria tą pačią šviesą, todėl atmosferos neskaidrumas greitai didėja didėjant gyliui. Todėl matomas Saulės kraštas mums atrodo labai aštrus.
Beveik visos mūsų žinios apie Saulę yra pagrįstos jos spektro – siauros įvairiaspalvės juostelės, tokios pat prigimties kaip vaivorykštė – tyrimu. Pirmą kartą įdėdamas prizmę saulės spindulio kelyje, Niutonas gavo tokią juostelę ir sušuko:
"Spektras!" (lot. spektras – „regėjimas“). Vėliau Saulės spektre buvo pastebėtos tamsios linijos ir laikomos spalvų ribomis. 1815 metais vokiečių fizikas Josephas Fraunhoferis pirmą kartą išsamiai apibūdino tokias saulės spektro linijas, ir jos buvo pradėtos vadinti jo vardu. Paaiškėjo, kad Fraunhoferio linijos atitinka tam tikras spektro dalis, kurias stipriai sugeria įvairių medžiagų atomai (žr. straipsnį „Matomos šviesos analizė“). Teleskope su dideliu padidinimu galite stebėti subtilias fotosferos detales: visa tai atrodo išmarginta smulkiais ryškiais grūdeliais – granulėmis, atskirtomis siaurų tamsių takų tinklu. Granuliavimas yra susimaišius šiltesniems dujų srautams kylant aukštyn ir šaltesniems besileidžiantiems. Temperatūros skirtumas tarp jų išoriniuose sluoksniuose palyginti mažas (200-300 K), tačiau giliau, konvekcinėje zonoje, didesnis, maišymasis vyksta daug intensyviau. Konvekcija išoriniuose Saulės sluoksniuose vaidina didžiulį vaidmenį nustatant bendrą atmosferos struktūrą.
Galiausiai būtent konvekcija, dėl sudėtingos sąveikos su saulės magnetiniais laukais, yra visų įvairių saulės aktyvumo apraiškų priežastis. Magnetiniai laukai dalyvauja visuose Saulės procesuose. Kartais nedideliame Saulės atmosferos regione susidaro koncentruoti magnetiniai laukai, kelis kartus stipresni nei Žemėje. Jonizuota plazma yra geras laidininkas, jis negali maišytis per stipraus magnetinio lauko magnetines indukcijos linijas. Todėl tokiose vietose stabdomas karštų dujų maišymasis ir kilimas iš apačios, atsiranda tamsi vieta – saulės dėmė. Akinančios fotosferos fone ji atrodo visiškai juoda, nors iš tikrųjų jos ryškumas tik dešimt kartų silpnesnis.
Laikui bėgant dėmių dydis ir forma labai pasikeičia. Atsiradusi vos pastebimo taško - poros pavidalu, dėmė palaipsniui didina savo dydį iki kelių dešimčių tūkstančių kilometrų. Didelės dėmės, kaip taisyklė, susideda iš tamsios dalies (šerdies) ir ne tokios tamsios dalies - pusrutulio, kurios struktūra suteikia dėmei sūkurio išvaizdą. Dėmės supa šviesesnės fotosferos sritys, vadinamos faculae arba blyksniais.
Fotosfera palaipsniui pereina į labiau išretėjusius išorinius saulės atmosferos sluoksnius – chromosferą ir vainiką.
Chromosfera
Chromosfera (gr. „spalvos sfera“) taip pavadinta dėl savo rausvai violetinės spalvos. Jis matomas per visišką saulės užtemimą kaip nuskuręs, ryškus žiedas aplink juodą Mėnulio diską, kuris ką tik užtemdė Saulę. Chromosfera yra labai nevienalytė ir daugiausia susideda iš pailgų pailgų liežuvėlių (spiculių), todėl atrodo kaip deganti žolė. Šių chromosferos čiurkšlių temperatūra yra du ar tris kartus aukštesnė nei fotosferoje, o tankis šimtus tūkstančių kartų mažesnis. Bendras chromosferos ilgis yra 10-15 tūkstančių kilometrų.
Temperatūros padidėjimas chromosferoje paaiškinamas bangų ir magnetinių laukų, prasiskverbiančių į ją iš konvekcinės zonos, sklidimu. Medžiaga kaitinama taip pat, lyg būtų milžiniškoje mikrobangų krosnelėje. Didėja dalelių šiluminio judėjimo greitis, dažnėja susidūrimai tarp jų, atomai praranda išorinius elektronus: medžiaga tampa karšta jonizuota plazma. Tie patys fiziniai procesai taip pat palaiko neįprastai aukštą atokiausių Saulės atmosferos sluoksnių, esančių virš chromosferos, temperatūrą.
Dažnai užtemimų metu (ir specialių spektrinių instrumentų pagalba - ir nelaukiant užtemimų) virš Saulės paviršiaus galima stebėti keistos formos „fontanus“, „debesis“, „piltuvus“, „krūmus“, „arkas“ ir kiti ryškiai šviečiantys dariniai iš chromosferos medžiagų. Jie gali būti nejudantys arba lėtai besikeičiantys, apsupti lygių lenktų čiurkšlių, įtekančių į chromosferą arba iš jos išeinančių, kylančių dešimtis ir šimtus tūkstančių kilometrų. Tai ambicingiausi Saulės atmosferos dariniai – iškilimai. Pastebėjus vandenilio atomų skleidžiamą raudoną spektrinę liniją, saulės disko fone jie atrodo kaip tamsūs, ilgi ir išlenkti siūlai.
Iškilimų tankis ir temperatūra yra maždaug toks pat kaip chromosferos. Tačiau jie yra virš jo ir apsupti aukštesnių, labai retų viršutinių saulės atmosferos sluoksnių. Iškilimai nepatenka į chromosferą, nes jų medžiagą palaiko aktyvių Saulės sričių magnetiniai laukai.
Pirmą kartą už užtemimo ribų iškilimo spektrą pastebėjo prancūzų astronomas Pierre'as Jansenas ir jo kolega anglas Josephas Lockyeris 1868 m. Spektroskopo plyšys yra išdėstytas taip, kad kerta Saulės kraštą, o jei iškilimas yra esantis šalia jo, tada galima pamatyti jo spinduliavimo spektrą. Nukreipus plyšį į skirtingas iškilumo ar chromosferos vietas, galima jas tirti dalimis. Iškilimų spektras, kaip ir chromosfera, susideda iš ryškių linijų, daugiausia vandenilio, helio ir kalcio. Taip pat yra kitų cheminių elementų emisijos linijų, tačiau jos yra daug silpnesnės.
Kai kurios iškilios vietos, ilgą laiką išlikusios be pastebimų pokyčių, staiga tarsi sprogsta, o jų materija šimtų kilometrų per sekundę greičiu metasi į tarpplanetinę erdvę. Chromosferos išvaizda taip pat dažnai keičiasi, o tai rodo nuolatinį ją sudarančių dujų judėjimą.
Kartais kažkas panašaus į sprogimus įvyksta labai mažuose Saulės atmosferos plotuose. Tai vadinamieji chromosferos blyksniai. Paprastai jie trunka kelias dešimtis minučių. Per pliūpsnius vandenilio, helio, jonizuoto kalcio ir kai kurių kitų elementų spektrinėse linijose atskiros chromosferos atkarpos švytėjimas staiga padidėja dešimtis kartų. Ultravioletinė ir rentgeno spinduliuotė didėja ypač stipriai: kartais jos galia yra kelis kartus didesnė už bendrą Saulės spinduliuotės galią šioje trumpųjų bangų spektro srityje prieš pliūpsnį.
Dėmės, fakelai, iškilimai, chromosferos blyksniai – visa tai yra saulės aktyvumo apraiškos. Didėjant aktyvumui, šių darinių skaičius Saulėje didėja.
Karūna
Skirtingai nuo fotosferos ir chromosferos, atokiausia Saulės atmosferos dalis – vainikinė dalis – turi didžiulį mastą: ji tęsiasi per milijonus kilometrų, o tai atitinka kelis saulės spindulius, o silpnas jos išplėtimas siekia dar toliau.
Medžiagos tankis Saulės vainikinėje aukštyje mažėja daug lėčiau nei oro tankis žemės atmosferoje. Oro tankio mažėjimą jam kylant lemia Žemės gravitacija. Saulės paviršiuje gravitacijos jėga yra daug didesnė, ir atrodytų, kad jos atmosfera neturėtų būti aukšta. Iš tikrųjų jis yra nepaprastai platus. Vadinasi, yra tam tikrų jėgų, veikiančių prieš Saulės trauką. Šios jėgos siejamos su milžiniškais atomų ir elektronų judėjimo greičiais vainikinėje, įkaitintoje iki 1 – 2 milijonų laipsnių temperatūros!
Karūną geriausia stebėti per visą saulės užtemimo fazę. Tiesa, per kelias minutes, kol ji trunka, labai sunku nubraižyti ne tik atskiras detales, bet net ir bendrą karūnos išvaizdą. Stebėtojo akis dar tik pradeda priprasti prie staigios prieblandos, o iš už Mėnulio krašto išnyrantis ryškus Saulės spindulys jau skelbia užtemimo pabaigą. Todėl patyrusių stebėtojų to paties užtemimo metu padaryti vainiko eskizai dažnai labai skyrėsi. Net nebuvo įmanoma tiksliai nustatyti jo spalvos.
Fotografijos išradimas astronomams suteikė objektyvų ir dokumentinį tyrimo metodą. Tačiau gerai nufotografuoti karūną taip pat nėra lengva. Faktas yra tai, kad jos dalis, esanti arčiausiai Saulės, vadinamoji vidinė vainika, yra gana ryški, o toli besidriekianti išorinė vainika atrodo labai blyškiai švytinti. Todėl, jei nuotraukose aiškiai matoma išorinė karūnėlė, vidinė pasirodo esanti pereksponuota, o nuotraukose, kuriose matomos vidinės karūnėlės detalės, išorinė visiškai nematoma. Norėdami įveikti šį sunkumą, užtemimo metu jie dažniausiai bando padaryti kelias vainiko nuotraukas vienu metu – su dideliu ir mažu užrakto greičiu. Arba vainikas nufotografuojamas prieš fotografinę plokštę pastačius specialų „radialinį“ filtrą, kuris susilpnina šviesių vidinių vainiko dalių žiedines zonas. Tokiose nuotraukose jo struktūrą galima atsekti iki daugelio saulės spindulių atstumų.
