Хромосфера
Хромосфера атмосферы («цветная сфера») — второй слой звезды , расположенный над фотосферой и ниже солнечной переходной области и короны . Этот термин обычно относится к хромосфере Солнца , но не исключительно.
В атмосфере Солнца хромосфера имеет высоту примерно от 3000 до 5000 километров (от 1900 до 3100 миль), или чуть более 1% радиуса Солнца при максимальной толщине. Он имеет однородный слой на границе с фотосферой. Похожие на волосы струи плазмы , называемые спикулами , поднимаются из этой однородной области и проходят через хромосферу, простираясь на расстояние до 10 000 км (6 200 миль) в верхнюю корону.
Хромосфера имеет характерный красный цвет из-за излучения в Hα электромагнитного спектральной линии . Информацию о хромосфере получают в первую очередь путем анализа испускаемого ею электромагнитного излучения. [1] Хромосфера также видна в свете, излучаемом ионизированным кальцием Ca II в фиолетовой части солнечного спектра на длине волны 393,4 нанометра ( К-линия кальция ). [2]
Хромосферы наблюдались и на других звездах , кроме Солнца. [3] На крупных звездах хромосферы иногда составляют значительную часть всей звезды. Например, было обнаружено, что толщина хромосферы звезды-сверхгиганта Антарес примерно в 2,5 раза превышает радиус звезды. [4]
Физические свойства
[ редактировать ]
Плотность хромосферы Солнца уменьшается экспоненциально с расстоянием от центра Солнца примерно в 10 миллионов раз, примерно с 2 × 10 −4 кг/м 3 на внутренней границе хромосферы до менее 1,6 × 10 −11 кг/м 3 на внешней границе. [5] Первоначально температура снижается от внутренней границы примерно при 6000 К. [6] минимум примерно до 3800 К , [7] но затем увеличивается до более чем 35 000 К [6] на внешней границе с переходным слоем короны Звездная (см. корона § Задача нагрева короны ).
Плотность хромосферы равна 10 −4 раз больше, чем у подстилающей фотосферы , и в 10 раз. −8 раз больше, чем в атмосфере Земли на уровне моря. Это делает хромосферу обычно невидимой и увидеть ее можно только во время полного затмения , когда проявляется ее красноватый цвет. Цветовые оттенки варьируются между розовым и красным. [8] Без специального оборудования хромосферу обычно невозможно увидеть из-за подавляющей яркости фотосферы.
хромосферы В спектре преобладают эмиссионные линии . [ нужна ссылка ] В частности, одной из самых сильных линий является линия на Hα длине 656,3 волны нм ; эта линия излучается атомом водорода всякий раз, когда его электрон совершает переход с n =3 на n =2 энергетического уровня . Длина волны 656,3 нм находится в красной части спектра, что придает хромосфере характерный красноватый цвет.
Явления
[ редактировать ]
В хромосферах можно наблюдать множество различных явлений.
Пляж
[ редактировать ]Пляж — это особенно яркая область внутри звездных хромосфер, которая часто связана с магнитной активностью. [9]
Спикулы
[ редактировать ]Наиболее часто выявляемой особенностью солнечной хромосферы являются спикулы. Спикулы поднимаются наверх хромосферы, а затем снова опускаются вниз в течение примерно 10 минут. [10]
Колебания
[ редактировать ]С момента первых наблюдений прибором SUMER на борту SOHO были обнаружены периодические колебания в солнечной хромосфере с частотой от 3 мГц до 10 мГц , что соответствует характерному периодическому времени в три минуты. [11] Колебания радиальной компоненты скорости плазмы характерны для высокой хромосферы. Картина фотосферной грануляции обычно не имеет колебаний выше 20 мГц ; однако волны более высокой частоты ( 100 мГц , или период 10 с ) были обнаружены в солнечной атмосфере (при температурах, типичных для переходной области и короны) с помощью TRACE . [12]
Петли
[ редактировать ]Плазменные петли можно увидеть на границе солнечного диска в хромосфере. Они отличаются от солнечных протуберанцев тем, что представляют собой концентрические арки с максимальной температурой порядка 0,1 МК (слишком низкой, чтобы считаться корональными особенностями). Эти петли прохладной температуры демонстрируют сильную изменчивость: они появляются и исчезают в некоторых УФ-линиях менее чем за час или быстро расширяются за 10–20 минут. Фукаль [13] подробно изучил эти холодные петли на основе наблюдений, проведенных с помощью EUV-спектрометра на Скайлэбе в 1976 году. Когда температура плазмы этих петель становится корональной (выше 1 МК ), эти особенности кажутся более стабильными и развиваются в течение более длительного времени.
Сеть
[ редактировать ]Изображения, сделанные в типичных хромосферных линиях, показывают наличие более ярких ячеек, обычно называемых сетью , в то время как окружающие более темные области называются межсетью . Они похожи на гранулы, которые обычно наблюдаются на фотосфере из-за тепловой конвекции .
О других звездах
[ редактировать ]Хромосферы присутствуют почти на всех светящихся звездах, кроме белых карликов . Они наиболее заметны и магнитно активны на звездах нижней главной последовательности , на коричневых карликах F и более поздних спектральных классов, а также на звездах- гигантах и субгигантах . [9]
Спектроскопическим показателем хромосферной активности других звезд является S-индекс Маунт-Вилсона . [14] [15]
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Джесс, Д.Б.; Мортон, Р.Дж.; Верт, Г; Федун, В; Грант, ЗППП; Гигиозис, И. (июль 2015 г.). «Многоволновые исследования МГД-волн в солнечной хромосфере». Обзоры космической науки . 190 (1–4): 103–161. arXiv : 1503.01769 . Бибкод : 2015ССРв..190..103Ж . дои : 10.1007/s11214-015-0141-3 . S2CID 55909887 .
- ^ [1]
В данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе . - ^ «Хромосфера» . Архивировано из оригинала 4 апреля 2014 г. Проверено 28 апреля 2014 г.
- ^ «Сверхгигантская атмосфера Антареса, обнаруженная с помощью радиотелескопов» . Национальная радиоастрономическая обсерватория . Проверено 9 сентября 2022 г.
- ^ Контар, ИП; Ханна, ИГ; Маккиннон, А.Л. (2008), «Измерения структуры хромосферного магнитного поля и структуры плотности с использованием жесткого рентгеновского излучения во вспыхивающей корональной петле», Astronomy and Astrophysicals , 489 (3): L57, arXiv : 0808.3334 , Bibcode : 2008A&A...489L. .57K , doi : 10.1051/0004-6361:200810719 , S2CID 1651161
- ^ Jump up to: а б «SP-402 Новое Солнце: солнечные результаты из Скайлэба» . Архивировано из оригинала 18 ноября 2004 г.
- ^ Авретт, Э.Х. (2003), «Минимум солнечной температуры и хромосфера», серия конференций ASP , 286 : 419, бибкод : 2003ASPC..286..419A , ISBN 978-1-58381-129-0
- ^ Фридман, РА; Кауфманн III, WJ (2008). Вселенная . Нью-Йорк, США: WH Freeman and Co. 762 . ISBN 978-0-7167-8584-2 .
- ^ Jump up to: а б де Грийс, Ричард; Камат, Девика (15 ноября 2021 г.). «Звездная хромосферная изменчивость» . Вселенная . 7 (11): 440. Бибкод : 2021Унив....7..440D . дои : 10.3390/universe7110440 .
- ^ Уилкинсон, Джон (2012). Солнце новым взглядом: руководство по спутниковым снимкам и любительским наблюдениям . Берлин: Шпрингер. ISBN 978-3-642-22839-1 . OCLC 773089685 .
- ^ Карлссон, М.; Судья П.; Вильгельм, К. (1997). «Наблюдения SUMER подтверждают динамическую природу спокойной солнечной внешней атмосферы: объединенной хромосферы». Астрофизический журнал . 486 (1): L63. arXiv : astro-ph/9706226 . Бибкод : 1997ApJ...486L..63C . дои : 10.1086/310836 . S2CID 119101577 .
- ^ Де Форест, CE (2004). «Высокочастотные волны, обнаруженные в солнечной атмосфере» . Астрофизический журнал . 617 (1): Л89. Бибкод : 2004ApJ...617L..89D . дои : 10.1086/427181 .
- ^ Фукал, П.В. (1976). «Давление и энергетический баланс холодной короны над солнечными пятнами». Астрофизический журнал . 210 : 575. Бибкод : 1976ApJ...210..575F . дои : 10.1086/154862 .
- ^ Карофф, Кристофер; Кнудсен, Мадс Фауршу; Де Кэт, Питер; Бонанно, Альфио; Фогтманн-Шульц, Александра; Фу, Цзяньнин; Фраска, Антонио; Инджеоглу, Фадил; Олсен, Джеспер; Чжан, Юн; Хоу, Юнхуэй; Ван, Юэфэй; Ши, Цзяньжун; Чжан, Вэй (24 марта 2016 г.). «Наблюдательные доказательства повышенной магнитной активности супервспышечных звезд» . Природные коммуникации . 7 (1): 11058. Бибкод : 2016NatCo...711058K . дои : 10.1038/ncomms11058 . ПМЦ 4820840 . ПМИД 27009381 .
- ^ Небольшой обзор магнитных полей звезд, на которых расположены планеты ( архивировано 22 декабря 2016 г. в Wayback Machine ), в качестве ссылки приводится «Райт Дж.Т., Марси Г.В., Батлер Р.П., Фогт СС, 2004, ApJS, 152, 261». для s-индекса.
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Анимированное объяснение хромосферы (и переходной области). Архивировано 16 ноября 2015 г. в Wayback Machine (Университет Южного Уэльса).
