Звёздная атмосфера

Звёздная атмосфера — внешняя область звезды, расположенная над звёздным ядром, зоной радиации и зоной конвекции. Внутри звёздной атмосферы различают несколько подобластей, обладающих различными свойствами.

Эта статья — о внешней оболочке звёзд. О газовой оболочке планет см. Атмосфера; о других значениях этого термина см. Атмосфера (значения).
Фотография, сделанная во время полного солнечного затмения 1999 года во Франции

Структура звёздной атмосферы

Самая глубокая и холодная часть звёздной атмосферы, которую может видеть внешний наблюдатель, называется фотосферой[1]. Фотосфера излучает световые волны во всей области видимого непрерывного спектра. Температура этой области растёт с глубиной и для звёзд типа Солнца лежит в пределах от 4500 до 6500 К[2][3]. Именно в фотосфере появляются так называемые звёздные пятна — холодные области прорыва магнитного поля[3].

Над фотосферой находится область хромосферы, — тонкий слой звёздной атмосферы (у Солнца он составляет всего лишь около 10000 км, что даже меньше, чем диаметр Земли), который пронзают нитевидные потоки раскалённого газа — спикулы.

Температура хромосферы поначалу плавно изменяется, увеличиваясь с удалением от границы с фотосферой, а затем в небольшой, переходной области, размером не более 100 км, скачкообразно повышается до температуры в 10 раз больше температуры фотосферы[4].

Корона — верхняя часть звёздной атмосферы, состоящая из раскалённой плазмы, является наиболее горячей и разрежённой. Её температура достигает нескольких миллионов градусов[5]. Так, температура солнечной короны достигает 2 млн Кельвинов. Столь высокое значение корональной температуры остаётся одной из нерешённых проблем современной астрофизики. Ответ на этот вопрос кроется в магнитных полях, но точный механизм остаётся неясным[6].

В то время, как наличие переходных областей и корон характерно для всех звёзд главной последовательности, другие типы звёзд могут не иметь подобных областей. Так, похоже, что только некоторые звёзды-гиганты и небольшое число сверхгигантов обладают коронами.

Атмосфера Солнца, как самой близкой к Земле звезды, в настоящее время изучена наиболее глубоко[1]. Во время полных солнечных затмений, скрывающих её фотосферу от глаз земного наблюдателя, на небольшое время можно увидеть тонкое розоватое кольцо[7] солнечной хромосферы и впечатляющее гало солнечной короны. Аналогично можно наблюдать хромосферы других звёзд в затменно-переменных системах, когда один компонент затмевает другой[8].

Примечания
  1. "Beyond the Blue Horizon" (5 августа 1999). — «On ordinary days, the corona is hidden by the blue sky, since it is about a million times fainter than the layer of the sun we see shining every day, the photosphere». Дата обращения: 21 мая 2010. Архивировано 10 февраля 2012 года.
  2. Mariska, J.T. The solar transition region. — Cambridge University Press. — (Cambridge Astrophysics Series). — ISBN 9780521382618.
  3. Lang, K.R. 5.1 MAGNETIC FIELDS IN THE VISIBLE PHOTOSPHERE // Sun, earth, and sky. — 2nd. — Springer, 2006. — С. 81. — ISBN 978-0387304564.. — «Это не прозрачный слой фотосферы, из которого мы получаем свет и тепло».
  4. Mariska, J.T. The solar transition region. — С. 60. — ISBN 9780521382618.. — «100 km suggested by average models».
  5. R.C. Altrock. The Temperature of the Low Corona During Solar Cycles 21–23 (англ.) // Solar Physics : journal. — 2004. — Vol. 224. — P. 255. — doi:10.1007/s11207-005-6502-4.
  6. The Sun's Corona - Introduction. NASA. — «Теперь большинство ученых полагают, что нагрев короны связана с взаимодействием силовых линий магнитного поля». Дата обращения: 21 мая 2010. Архивировано 10 февраля 2012 года.
  7. Lewis, J.S. Physics and chemistry of the solar system (англ.). — second. — Elsevier Academic Press, 2004. — P. 87. — ISBN 978-0124467446.. — «Какой цвет будет преобладать зависит от Серия Бальмера, связанной с излучением атомарного водорода».
  8. Griffin, R.E. Only Binary Stars Can Help Us Actually SEE a Stellar Chromosphere (англ.) / Hartkopft, W.I.; Guinan, E.F.. — 1. — Cambridge University Press, 2007. — P. 460. — ISBN 978-0521863483. — doi:10.1017/S1743921307006163.
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.