Зорная атмасфера
Зо́рная атмасфе́ра — знешняя вобласць зоркі, размешчаная над зорным ядром, зонай радыяцыі і зонай канвекцыі. Усярэдзіне зорнай атмасферы адрозніваюць некалькі падабласцей, якія валодаюць рознымі ўласцівасцямі.
Структура зорнай атмасферы правіць
Самая глыбокая і халодная частка зорнай атмасферы, якую можа бачыць знешні назіральнік, называецца фотасфера[1]. Фотасфера выпраменьвае светлавыя хвалі ва ўсёй вобласці бачнага бесперапыннага спектру. Тэмпература гэтай вобласці расце з глыбінёй і для зорак тыпу Сонца ляжыць у межах ад 4500 да 6500 К[2][3]. Іменна ў фотасферы з'яўляюцца так званыя зорныя плямы — халодныя вобласці прарыву магнітнага поля[3].
Над фотасфера знаходзіцца вобласць храмасферы, — тонкі слой зорнай атмасферы (у Сонца ён складае ўсяго толькі каля 10000 км, што нават менш, чым дыяметр Зямлі), які пранізваюць ніткападобныя патокі расплаўленага газу - спікулы.
Тэмпература храмасферы спачатку плаўна змяняецца, павялічваючыся з выдаленнем ад мяжы з фотасферай, а затым у невялікай, пераходнай вобласці, памерам не больш за 100 км, скачкападобна павышаецца да тэмпературы ў 10 разоў больш тэмпературы фотасферы[4].
Карона — верхняя частка зорнай атмасферы, якая складаецца з распаленай плазмы, з'яўляецца найбольш гарачай і разрэджанай. Яе тэмпература дасягае некалькіх мільёнаў градусаў[5]. Так, тэмпература сонечнай кароны дасягае 2000000 Кельвінаў. Гэтак высокае значэнне каранальнай тэмпературы застаецца адной з нявырашаных праблем сучаснай астрафізікі. Адказ на гэтае пытанне крыецца ў магнітных палях, але дакладны механізм застаецца незразумелым[6].
У той час, як наяўнасць пераходных абласцей і карон характэрна для ўсіх зорак галоўнай паслядоўнасці, іншыя тыпы зорак могуць не мець падобных абласцей. Так, падобна, што толькі некаторыя зоркі-гіганты і невялікая колькасць звышгігантаў валодаюць каронамі.
Атмасфера Сонца, як самай блізкай да Зямлі зоркі, у цяперашні час вывучана найбольш глыбока[1]. Падчас поўных сонечных зацьменняў, якія хаваюць яе фотасферы ад вачэй зямнога назіральніка, на невялікі час можна ўбачыць тонкае мякка-ружовае кольца[7] сонечнай храмасферы і ўражлівае гало сонечнай кароны. Аналагічна можна назіраць храмасферы іншых зорак у зацьменна-зменных сістэмах, калі адзін кампанент засланяе іншы[8].
Зноскі
- ↑ а б "Beyond the Blue Horizon" (5 жніўня 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» Архівавана з першакрыніцы 10 лютага 2012. Праверана 21 мая 2010.
- ↑ Mariska, J.T. The solar transition region. Cambridge Astrophysics Series. Cambridge University Press. ISBN 9780521382618.
- ↑ а б Lang, K.R. (2006). "5.1 MAGNETIC FIELDS IN THE VISIBLE PHOTOSPHERE". Sun, earth, and sky (2nd ed.). Springer. p. 81. ISBN 978-0387304564.
Гэта непразрысты слой фотасферы, з якога мы атрымліваем святло і цяпло
{{cite book}}: Невядомы параметр|month=ігнараваны (даведка) - ↑ Mariska, J.T. The solar transition region. p. 60. ISBN 9780521382618.
100 km suggested by average models
- ↑ R.C. Altrock (2004). "The Temperature of the Low Corona During Solar Cycles 21–23". Solar Physics. 224: 255. doi:10.1007/s11207-005-6502-4.
- ↑ The Sun's Corona - Introduction. NASA. — «Цяпер большасць вучоных думае, што нагрэў кароны звязаны з ўзаемадзеяннем сілавых ліній магнітнага поля» Архівавана з першакрыніцы 10 лютага 2012. Праверана 21 мая 2010.
- ↑ Lewis, J.S. (2004-02-23). Physics and chemistry of the solar system (second ed.). Elsevier Academic Press. p. 87. ISBN 978-0124467446. Праверана 2010-05-21.
- ↑ Griffin, R.E. (2007-08-27). Hartkopft, W.I.; Guinan, E.F. (рэд-ры). Only Binary Stars Can Help Us Actually SEE a Stellar Chromosphere (1 ed.). Cambridge University Press. p. 460. doi:10.1017/S1743921307006163. ISBN 978-0521863483. Праверана 2010-05-21.