Зоркавая атмасфера

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Фатаграфія, зробленая падчас поўнага сонечнага зацьмення 1999 года ў Францыі

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 | правіць зыходнік]

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

  1. 1,0 1,1 "Beyond the Blue Horizon" (1999-08-05). — «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.
  2. Mariska, J.T.. The solar transition region. Cambridge Astrophysics Series. Cambridge University Press. ISBN 9780521382618. http://www.cambridge.org/catalogue/catalogue.asp?isbn=9780521382618&ss=toc. 
  3. 3,0 3,1 Lang, K.R. (Верасень 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" 
  4. Mariska, J.T.. The solar transition region. p. 60. ISBN 9780521382618. "100 km suggested by average models" 
  5. 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. 
  6. 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.
  7. Lewis, J.S. (2004-02-23). Physics and chemistry of the solar system (second ed.). Elsevier Academic Press. p. 87. ISBN 978-0124467446. 
  8. Griffin, R.E. (2007-08-27). Hartkopft, W.I.; Guinan, E.F.. eds. 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. http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract;jsessionid=4D942A9E34D86C61DB71B8CA41182D5A.tomcat1?fromPage=online&aid=1297860. Retrieved on 2010-05-21.