Stjärnstämning

Stjärnatmosfären  är den yttre delen av en stjärna , belägen ovanför stjärnkärnan , strålningszonen och konvektionszonen . Inom stjärnatmosfären finns flera underregioner med olika egenskaper.

Stjärnatmosfärens struktur

Den djupaste och kallaste delen av stjärnatmosfären som en utomstående observatör kan se kallas fotosfären [1] . Fotosfären avger ljusvågor genom hela det synliga kontinuumet . Temperaturen i denna region ökar med djupet och för stjärnor som solen ligger i intervallet från 4500 till 6500 K [2] [3] . Det är i fotosfären som de så kallade stjärnfläckarna uppträder  - kalla områden av ett genombrott av magnetfältet [3] .

Ovanför fotosfären finns kromosfärens område , - ett tunt lager av stjärnatmosfären (vid solen är den bara cirka 10 000 km , vilket är ännu mindre än jordens diameter ), som genomborras av filamentösa strömmar av het gas - spicules .

Kromosfärens temperatur ändras först mjukt, ökar med avståndet från gränsen till fotosfären och sedan i ett litet övergångsområde, inte större än 100 km, stiger abrupt till en temperatur som är 10 gånger högre än fotosfärens temperatur [4] .

Koronan  - den övre delen av stjärnatmosfären, bestående av het plasma, är den hetaste och sällsynta. Dess temperatur når flera miljoner grader [5] . Således når temperaturen på solkoronan 2 miljoner Kelvin . Ett så högt värde på koronal temperatur är fortfarande ett av de olösta problemen med modern astrofysik . Svaret på denna fråga ligger i magnetfält, men den exakta mekanismen är fortfarande oklar [6] .

Medan närvaron av övergångsregioner och koronas är gemensam för alla huvudsekvensstjärnor , kanske andra typer av stjärnor inte har sådana regioner. Så det verkar som om bara några jättestjärnor och ett litet antal superjättar har coronas.

Solens atmosfär, som stjärnan närmast jorden , studeras för närvarande djupast [1] . Under totala solförmörkelser , som döljer dess fotosfär för en jordisk observatörs ögon, kan man under en kort tid se en tunn rosa ring [7] av solkromosfären och en imponerande gloria av solkoronan. På liknande sätt kan man observera kromosfärerna hos andra stjärnor i system med eclipsing-variable , när en komponent överglänser den andra [8] .

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 "Beyond the Blue Horizon" (5 augusti 1999). "Vanliga dagar döljs koronan av den blå himlen, eftersom den är ungefär en miljon gånger svagare än det solskikt vi ser lysa varje dag, fotosfären." Hämtad 21 maj 2010. Arkiverad från originalet 10 februari 2012.
  2. ↑ Mariska, JT Solens övergångsregion . — Cambridge University Press . — (Cambridge Astrophysics Series). — ISBN 9780521382618 .
  3. ↑ 1 2 Lang, KR 5.1 MAGNETISKA FÄLT I DEN SYNLIGA FOTOSFÄREN // Sol, jord och himmel . — 2:a. - Springer, 2006. - S.  81 . - ISBN 978-0387304564 . . "Detta är inte ett genomskinligt lager av fotosfären från vilket vi får ljus och värme."
  4. ↑ Mariska, JT Solens övergångsregion. - P. 60. - ISBN 9780521382618 . . - "100 km föreslagna av genomsnittliga modeller".
  5. ↑ R.C. Altrock.  Temperaturen på den låga koronan under solcykler 21–23  // Solfysik : journal. - 2004. - Vol. 224 . — S. 255 . - doi : 10.1007/s11207-005-6502-4 .
  6. ↑ Solens Corona - Inledning . NASA . "Nu tror de flesta forskare att uppvärmningen av koronan beror på interaktionen mellan magnetfältslinjer." Hämtad 21 maj 2010. Arkiverad från originalet 10 februari 2012.
  7. ↑ Lewis, JS Solsystemets fysik och kemi  . — andra. - Elsevier Academic Press , 2004. - S.  87 . — ISBN 978-0124467446 . . - "Vilken färg som kommer att råda beror på Balmer-serien förknippad med utsläpp av atomärt väte."
  8. ↑ Griffin, RE Endast binära stjärnor kan hjälpa oss att faktiskt SE en Stellar Chromosphere / Hartkopft, WI ; Guinan, E.F. - 1. - Cambridge University Press , 2007. - P. 460. - ISBN 978-0521863483 . - doi : 10.1017/S1743921307006163 .  
  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk