Звездная атмосфера разделена на несколько областей различного характера:
Фотосфера , самый нижний и самый холодный слой атмосферы, обычно является ее единственной видимой частью. [1] Свет , выходящий с поверхности звезды, исходит из этой области и проходит через более высокие слои. Фотосфера Солнца имеет температуру в диапазоне 5770–5780 К (5500–5510 ° C ; 9 930–9 940 ° F ). [2] [3] Звездные пятна , холодные области нарушенного магнитного поля , лежат в фотосфере. [3]
Над фотосферой лежит хромосфера . Эта часть атмосферы сначала остывает, а затем начинает нагреваться примерно до 10-кратной температуры фотосферы.
Над хромосферой находится переходная область , где температура быстро возрастает на расстоянии всего около 100 км (62 мили). [4]
Кроме того, у многих звезд есть молекулярный слой (MOLсфера) над фотосферой и сразу за хромосферой или даже внутри нее. [5] Молекулярный слой достаточно холоден, чтобы содержать молекулы, а не плазму, и может состоять из таких компонентов, как окись углерода, пары воды, окись кремния и оксид титана.
Самая внешняя часть звездной атмосферы, или верхняя звездная атмосфера, — это корона , разреженная плазма , температура которой превышает один миллион Кельвинов. [6] Хотя все звезды главной последовательности имеют переходные области и короны, они есть не у всех эволюционировавших звезд . Кажется, что только некоторые гиганты и очень немногие сверхгиганты обладают коронами. Нерешенная проблема звездной астрофизики заключается в том, как корону можно нагреть до таких высоких температур. Считается, что ответ кроется в магнитных полях , но точный механизм остается неясным. [7]
Астросферу , которая в случае Солнца является гелиосферой , [ 8] в более широком понимании можно рассматривать как самую дальнюю часть звездной атмосферы, [9] [10] до того, как межзвездное пространство начинается в гелиопаузе . Астросферу не следует путать с Солнечной системой и ее самой удаленной областью — облаком Оорта , которое простирается намного дальше астросферы и, следовательно, далеко в межзвездное пространство.
Во время полного солнечного затмения фотосфера Солнца закрывается , обнажая другие слои его атмосферы. [1] Наблюдаемая во время затмения хромосфера Солнца выглядит (на короткое время) как тонкая розоватая дуга , [11] а ее корона видна как тафтинговый ореол . То же явление в затменно-двойных системах может сделать видимой хромосферу звезд-гигантов. [12]
Смотрите также
Сесилия Пейн-Гапошкин , которая первой предложила общепринятый в настоящее время состав звездных атмосфер.
^ ab «« За голубым горизонтом » - погоня за полным солнечным затмением». 5 августа 1999 г. Проверено 21 мая 2010 г. В обычные дни корона скрыта голубым небом, поскольку она примерно в миллион раз слабее слоя Солнца, сияющего каждый день, — фотосферы.
^ Аб Ланг, КР (сентябрь 2006 г.). «5.1 МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ В ВИДИМОЙ ФОТОСФЕРЕ». Солнце, земля и небо (2-е изд.). Спрингер. п. 81. ИСБН978-0-387-30456-4. этот непрозрачный слой — фотосфера, уровень Солнца, от которого мы получаем свет и тепло.
^ Маришка, JT (1992). Солнечная переходная область . Издательство Кембриджского университета. п. 60. ИСБН978-0-521-38261-8. 100 км, рекомендованные средними моделями
^ Цудзи, Такаши (2006). «Инфракрасные спектры и видимость как зонды внешних атмосфер красных звезд-сверхгигантов». Астрофизический журнал . 645 (2): 1448–1463. дои : 10.1086/504585 . S2CID 119426022.
^ RC Altrock (2004). «Температура низкой короны во время 21–23 солнечных циклов». Солнечная физика . 224 (1–2): 255. Бибкод : 2004SoPh..224..255A. дои : 10.1007/s11207-005-6502-4. S2CID 121468084.
^ "Солнечная корона - Введение" . НАСА . Проверено 21 мая 2010 г. Сейчас большинство учёных считают, что нагрев короны связан с взаимодействием силовых линий магнитного поля.
^ Стеркен, Верле Дж.; Баалманн, Леннарт Р.; Дрен, Брюс Т.; Годенко Егор; Хербст, Константин; Сюй, Сян-Вэнь; Хунцикер, Сильван; Измоденов Владислав; Лаллемент, Розин; Славин, Джонатан Д. (2022). «Пыль внутри и вокруг гелиосферы и астросферы». Обзоры космической науки . ООО «Спрингер Сайенс энд Бизнес Медиа». 218 (8). дои : 10.1007/s11214-022-00939-7 . hdl : 20.500.11850/585419 . ISSN 0038-6308.
^ «Солнце: Факты». Наука НАСА . 14 ноября 2017 г. Проверено 11 октября 2023 г.
^ «Компоненты гелиосферы». НАСА . 25 января 2013 г. Проверено 11 октября 2023 г.
^ Льюис, Дж. С. (23 февраля 2004 г.). Физика и химия Солнечной системы (Второе изд.). Эльзевир Академик Пресс. п. 87. ИСБН978-0-12-446744-6. На доминирующий цвет влияет бальмеровское излучение атомарного водорода.
^ Гриффин, RE (27 августа 2007 г.). Харткопфт, Висконсин; Гинан, EF (ред.). Только двойные звезды могут помочь нам увидеть звездную хромосферу . Том. 2 (1-е изд.). Издательство Кембриджского университета. п. 460. дои : 10.1017/S1743921307006163. ISBN978-0-521-86348-3. S2CID 123028350. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )
