Stjernestemning

Stjernens atmosfære  er det ydre område af en stjerne , placeret over stjernekernen , strålingszonen og konvektionszonen . Inden for stjerneatmosfæren er der flere underregioner med forskellige egenskaber.

Strukturen af ​​stjerneatmosfæren

Den dybeste og koldeste del af stjerneatmosfæren, som en udefrakommende observatør kan se, kaldes fotosfæren [1] . Fotosfæren udsender lysbølger i hele det synlige kontinuum . Temperaturen i dette område stiger med dybden og for stjerner som Solen ligger i området fra 4500 til 6500 K [2] [3] . Det er i fotosfæren, at de såkaldte stjernepletter opstår  - kolde områder af et gennembrud af magnetfeltet [3] .

Over fotosfæren er området af kromosfæren , - et tyndt lag af stjerneatmosfæren (ved Solen er den kun omkring 10.000 km , hvilket er endnu mindre end Jordens diameter ), som er gennemboret af trådformede strømme af varm gas - spicules .

Kromosfærens temperatur ændrer sig først jævnt, stigende med afstanden fra grænsen til fotosfæren og derefter i et lille overgangsområde, ikke større end 100 km, stiger brat til en temperatur 10 gange højere end fotosfærens temperatur [4] .

Koronaen  - den øverste del af stjerneatmosfæren, bestående af varmt plasma, er den varmeste og sjældne. Dens temperatur når adskillige millioner grader [5] . Således når temperaturen på solkoronaen 2 millioner Kelvin . En så høj værdi af koronal temperatur forbliver et af de uløste problemer i moderne astrofysik . Svaret på dette spørgsmål ligger i magnetiske felter, men den nøjagtige mekanisme forbliver uklar [6] .

Mens tilstedeværelsen af ​​overgangsområder og koronaer er fælles for alle hovedsekvensstjerner , har andre typer stjerner muligvis ikke sådanne områder. Så det ser ud til, at kun nogle kæmpestjerner og et lille antal supergiganter har coronas.

Solens atmosfære, som den stjerne, der er tættest på Jorden , studeres i øjeblikket dybeste [1] . Under totale solformørkelser , som skjuler dens fotosfære for en jordisk observatørs øjne, kan man i kort tid se en tynd lyserød ring [7] af solkromosfæren og en imponerende glorie af solkoronaen. På samme måde kan man observere andre stjerners kromosfærer i formørkelsesvariable systemer , når den ene komponent overstråler den anden [8] .

Noter

  1. ↑ 1 2 "Beyond the Blue Horizon" (5. august 1999). "På almindelige dage er koronaen skjult af den blå himmel, da den er omkring en million gange svagere end det sollag, vi ser skinne hver dag, fotosfæren." Hentet 21. maj 2010. Arkiveret fra originalen 10. februar 2012.
  2. ↑ Mariska, JT Solens overgangsregion . — Cambridge University Press . — (Cambridge Astrophysics Series). — ISBN 9780521382618 .
  3. ↑ 1 2 Lang, KR 5.1 MAGNETISKE FELTER I DEN SYNLIGE FOTOSFÆRE // Sol, jord og himmel . — 2. - Springer, 2006. - S.  81 . - ISBN 978-0387304564 . . "Dette er ikke et gennemsigtigt lag af fotosfæren, hvorfra vi modtager lys og varme."
  4. ↑ Mariska, JT Solens overgangsregion. - S. 60. - ISBN 9780521382618 . . - "100 km foreslået af gennemsnitlige modeller".
  5. ↑ R.C. Altrock. Temperaturen af ​​den lave korona under solcyklusser   21–23 // Solfysik : journal. - 2004. - Bd. 224 . — S. 255 . - doi : 10.1007/s11207-005-6502-4 .
  6. ↑ Solens Corona - Introduktion . NASA . "Nu tror de fleste forskere, at opvarmningen af ​​koronaen skyldes interaktionen mellem magnetiske feltlinjer." Hentet 21. maj 2010. Arkiveret fra originalen 10. februar 2012.
  7. ↑ Lewis, JS Solsystemets fysik og kemi  . - sekund. - Elsevier Academic Press , 2004. - S.  87 . — ISBN 978-0124467446 . . - "Hvilken farve der vil råde afhænger af Balmer-serien , der er forbundet med emission af atomært brint."
  8. ↑ Griffin, RE Kun binære stjerner kan hjælpe os med at SE en stjernekromosfære / Hartkopft, WI ; Guinan, E.F. - 1. - Cambridge University Press , 2007. - S. 460. - ISBN 978-0521863483 . - doi : 10.1017/S1743921307006163 .  
  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier