રંગાવરણ : સૂર્યના શ્યબિંબના તેજાવરણ ઉપર આવેલ એક પાતળું સ્તર. સૂર્યના દૃશ્યબિંબની જે સપાટી દેખાય છે તે તેનું તેજાવરણ અર્થાત્ photosphere કહેવાય છે. આ તેજાવરણની ઉપર આવેલ એક પાતળું સ્તર તે રંગાવરણ એટલે કે chromosphere સૂર્યના કેન્દ્રથી તેજાવરણની સપાટી સાત લાખ કિમી.ના અંતરે છે, પરંતુ તેની ઉપર આવેલ આ રંગાવરણના સ્તરની જાડાઈ તો માત્ર 2,500 કિમી. જેટલી જ છે. તેજાવરણની ઉપર રંગાવરણમાં જતાં શરૂઆતમાં તો તાપમાન 6,000 Kથી ઘટીને 500 કિમી. ઊંચાઈ પર 4,800 K જેવું લઘુતમ થાય છે, પરંતુ ત્યારબાદ વધીને 2,500 કિમી. ઊંચાઈ પર તે ~10,000 K જેટલું થઈ જાય છે. આ રંગાવરણની ઉપરની સપાટી ગણાય. ત્યારબાદ તો અત્યંત પાતળા (100-200 કિમી. જેવી જાડાઈના) સંક્રમણ-વિસ્તાર ((transition region) તરીકે ઓળખાતા સ્તરમાં તાપમાન છલાંગ મારીને ~ બે લાખ અંશ કેલ્વિન પર પહોંચી જાય છે ! રંગાવરણની ઉપર આવેલ અત્યંત ઊંચા તાપમાનનું આ આવરણ એ corona અર્થાત્ કિરીટમંડળ છે.
રંગાવરણના વાયુઓ દ્વારા પ્રમુખ ઉત્સર્જન વર્ણપટના રાતા રંગના વિસ્તારમાં, હાઇડ્રોજનની બામર આલ્ફા તરીકે ઓળખાતી (Hα) રેખામાં 6,563 Å તરંગલંબાઈ પર થાય છે. આમ તે રાતા રંગનું દેખાય, પરંતુ તેજાવરણના તેજને કારણે સામાન્ય સંયોગોમાં તેને જોઈ શકાતું નથી. સંપૂર્ણ સૂર્યગ્રહણ સમયે, જે ક્ષણે ચંદ્ર, સૂર્યને પૂરેપૂરો ઢાંકી દે તે સમયે થોડી ક્ષણો માટે આ રાતા રંગના આવરણનો થોડો વિસ્તાર શ્યમાન થાય છે. ત્યારબાદ તો આ વિસ્તાર પણ ચંદ્ર દ્વારા ઢંકાતાં, ફક્ત કિરીટમંડળ જ શ્યમાન રહે છે. આ જ પ્રમાણે ખગ્રાસ સૂર્યગ્રહણ સમાપ્ત થવાની તૈયારીમાં હોય ત્યારે, રંગાવરણનો બીજો વિસ્તાર ટૂંકસમય માટે જોઈ શકાય છે.
રંગાવરણ-વિસ્તારમાં, તેજાવરણની ઉપર ઊંચાઈ સાથે તાપમાનનો ફેરફાર. ‘o’ તેજાવરણ-સ્તર દર્શાવે છે.
જે થોડી ક્ષણો માટે ખગ્રાસ સૂર્યગ્રહણ સમયે રંગાવરણ શ્યમાન થાય છે તે સમયે ઝડપથી લેવાતી એના વર્ણપટની તસવીરોએ અવકાશયુગ પહેલાંના સમયમાં રંગાવરણની ભૌતિકી પરિસ્થિતિના અભ્યાસમાં ઘણો અગત્યનો ભાગ ભજવ્યો છે. આ પ્રકારની તસવીરો દ્વારા લેવાતા વર્ણપટને ક્ષણદીપ્ત વર્ણપટ (flash spectrum) કહેવાય છે. રંગાવરણના ભૌતિકી અભ્યાસના પ્રારંભિક તબક્કામાં, 1868માં દક્ષિણ ભારતમાં દેખાયેલ ખગ્રાસ સૂર્યગ્રહણ સમયે જૅન્સેન (Janssen) નામના ફ્રેન્ચ વૈજ્ઞાનિકે લીધેલ આ પ્રકારના વર્ણપટમાં તેને તે સમયે અજ્ઞાત એવી એક વર્ણપટરેખા મળી. 5,876 તરંગલંબાઈ પરની આ રેખા તે સમયે જાણીતાં તત્વોમાંથી એકેય સાથે સંબદ્ધ નહોતી, આથી સૂર્ય પરના કોઈ નવા જ તત્વને કારણે તે ઉદભવતી હશે તેવું અનુમાન થયું અને આ તત્વને, સૂર્યના ગ્રીક નામ Helios પરથી હીલિયમ (helium) નામ અપાયું. ત્યારબાદ તો આ હીલિયમ વાયુ પૃથ્વી ઉપર પણ અલ્પ માત્રામાં જણાયો. તેની કેટલીક ભૌતિકી વિશિષ્ટતાઓને કારણે અત્યંત નીચું તાપમાન મેળવવા તેમજ આવા તાપમાને પદાર્થોના ગુણધર્મો જાણવા માટે આ વાયુ ઘણો જ ઉપયોગી નીવડ્યો છે.
અવકાશયુગના આગમન બાદ, અવકાશયાનો દ્વારા રંગાવરણનો અભ્યાસ શક્ય બનતાં હવે ક્ષણદીપ્ત વર્ણપટના અભ્યાસની અગત્ય ઘટી ગઈ છે. પરંતુ સૂર્યની ચુંબકીય ક્રિયાશીલતામાં વધઘટ સાથે રંગાવરણના સ્વરૂપમાં મહત્વના ફેરફારો થતા જણાય છે અને આ ફેરફારો રંગાવરણ દ્વારા ઉત્સર્જિત Hαની 6,563 Å તરંગલંબાઈની રેખા પર નોંધી શકાય છે. આ પ્રકારનો અભ્યાસ યોગ્ય પ્રકારના દ્વિ-અપવર્તન (દ્વિવક્રીભવન) નિસ્યંદક (Birifringent filter) દ્વારા અનેક સૌર વેધશાળાઓમાં હાથ ધરાય છે, જેમાંની એક ઉદયપુર ખાતેની, અમદાવાદની ફિઝિકલ રિસર્ચ લૅબૉરેટરી દ્વારા સંચાલિત સૌર વેધશાળા પણ છે.
સૂર્યના વર્ણપટની ફ્રાઉનહોફર શોષણરેખાઓમાં, વીજાણુસ્વરૂપ કૅલ્શિયમની H અને k તરીકે જાણીતી રેખાઓ છે. આ શોષણરેખાઓના મધ્યવિસ્તારમાં રંગાવરણને કારણે ઓછીવત્તી માત્રામાં ઉત્સર્જન જણાય છે, જેમાં સૂર્યની ચુંબકીય ક્રિયાશીલતા સાથે ફેરફાર સર્જાતા નોંધાય છે. સૂર્યના પ્રકારના અન્ય તારાઓ(late type stars)ના વર્ણપટની H અને k રેખાઓના વર્ણપટના અભ્યાસથી, આ પ્રકારે તેમની ચુંબકીય ક્રિયાશીલતા શોધી શકાઈ છે અને આ તારાઓને પણ રંગાવરણસ્તર છે એમ જાણી શકાયું છે.
જ્યોતીન્દ્ર ન. દેસાઈ