stringtranslate.com

Фотосфера

Строение Солнца , звезды G-типа :
  1. Основной
  2. Радиационная зона
  3. Конвекционная зона
  4. Фотосфера
  5. Хромосфера
  6. Корона
  7. Солнечное пятно
  8. Гранулы
  9. известность
Без маркировки: Солнечный ветер.
Миазмы плазмы
Поверхность Солнца

Фотосфера — это внешняя оболочка звезды, из которой излучается свет . Он распространяется на поверхность звезды до тех пор, пока плазма не станет непрозрачной, что эквивалентно оптической толщине примерно 2 ⁄ 3 [1] или, что эквивалентно, глубине , из которой 50% света уйдет, не рассеиваясь.

Фотосфера — это самая глубокая область светящегося объекта, обычно звезды, прозрачная для фотонов определенных длин волн .

Этимология

Термин «фотосфера» происходит от древнегреческих корней φῶς, φωτός/ phos , photos , означающих «свет», и σφαῖρα/ shaira , означающих «сфера», имея в виду, что это сферическая поверхность, которая, как считается, излучает свет. [ нужна цитата ]

Температура

Поверхность звезды определяется как имеющая температуру, определяемую эффективной температурой в законе Стефана-Больцмана . Звезды, за исключением нейтронных звезд , не имеют твердой или жидкой поверхности. [примечание 1] Поэтому фотосфера обычно используется для описания визуальной поверхности Солнца или другой звезды .

Состав Солнца

Солнце состоит в основном из химических элементов водорода и гелия ; на их долю приходится соответственно 74,9% и 23,8% массы Солнца в фотосфере. Все более тяжелые элементы, называемые в астрономии металлами , составляют менее 2% массы, при этом кислород (примерно 1% массы Солнца), углерод (0,3%), неон (0,2%) и железо (0,2%) составляют самый обильный.

Солнце

Солнечная атмосфера : температура и плотность. [5] Значение дополнительных линий на графике см . здесь .

Фотосфера Солнца имеет температуру от 4400 до 6600  К (4130 и 6330 °C) ( с эффективной температурой 5772  К (5499 °C)) [6] [7] и плотность около 3 × 10−4 кг / м 3 ; [8] увеличивается с глубиной к Солнцу. [5] У других звезд могут быть более горячие или более холодные фотосферы. Фотосфера Солнца имеет толщину 100–400 километров . [9] [10] [11]

Фотосферные явления

В фотосфере Солнца наиболее распространенным явлением являются гранулы — конвекционные ячейки плазмы диаметром примерно 1000 км (620 миль) каждая с горячей восходящей плазмой в центре и более холодной плазмой, падающей в пространствах между ними, движущейся со скоростью 7 км/ч. с (4,3 мили/с). Срок службы каждой гранулы составляет всего около двадцати минут, что приводит к постоянному изменению режима «кипения». К типичным гранулам относятся супергранулы диаметром до 30 000 км (19 000 миль) с продолжительностью жизни до 24 часов и скоростью потока около 500 м / с (1600 футов / с), несущими пучки магнитного поля к краям ячеек. Другие магнитно-родственные явления в фотосфере Солнца включают солнечные пятна и солнечные факелы, рассеянные между гранулами. [12] Эти особенности слишком мелкие, чтобы их можно было непосредственно наблюдать на других звездах; однако солнечные пятна наблюдались косвенно, и в этом случае их называют звездными пятнами .

Примечания

  1. ^ По состоянию на 2004 год, хотя считается, что белые карлики кристаллизуются начиная с середины, ни один из них еще не затвердел полностью; [2] и только нейтронные звезды, как полагают, имеют твердую, хотя и нестабильную, [3] кору [4]

Рекомендации

  1. ^ Кэрролл, Брэдли В. и Остли, Дейл А. (1996). Современная астрофизика . Аддисон-Уэсли .
  2. ^ Канаан, А.; и другие. (МОКРЫЙ) (2005). «Наблюдения BPM 37093 с помощью телескопа всей Земли: сейсмологическая проверка теории кристаллизации в белых карликах». Астрономия и астрофизика . 432 (1): 219–224. arXiv : astro-ph/0411199v1 . Бибкод : 2005A&A...432..219K. дои : 10.1051/0004-6361:20041125. S2CID  7297628.
  3. ^ Джонс, ПБ (2003). «Природа плоскостей разлома в твердой материи нейтронной звезды». Астрофизический журнал . 595 (1): 342–345. arXiv : astro-ph/0210207 . Бибкод : 2003ApJ...595..342J. дои : 10.1086/377351. S2CID  119335130.
  4. ^ Джонс, ПБ (2004). «Неоднородность твердого вещества нейтронной звезды: коэффициенты переноса и излучательная способность нейтрино». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 351 (3): 956–966. arXiv : astro-ph/0403400 . Бибкод : 2004MNRAS.351..956J. дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.07834.x. S2CID  11877513.
  5. ^ аб Джон А. Эдди (1979). «SP-402 Новое Солнце: солнечные результаты из Скайлэба». НАСА. Архивировано из оригинала 18 ноября 2004 г. Проверено 12 июля 2017 г.
  6. ^ "Информационный бюллетень о Солнце" . nssdc.gsfc.nasa.gov . Проверено 27 августа 2023 г.
  7. ^ «Резолюция B3 о рекомендуемых номинальных константах преобразования для выбранных солнечных и планетарных свойств» (PDF) . 2014. Архивировано (PDF) из оригинала 28 января 2016 г.
  8. ^ Стэнфордский солнечный центр (2008). «Жизненная статистика Солнца». Архивировано из оригинала 3 июля 2012 г. Проверено 20 февраля 2018 г.
  9. ^ Бернетт, Дон. «В поисках истоков». НАСА . Проверено 5 ноября 2023 г.
  10. ^ "Фотосфера". НАСА . Проверено 5 ноября 2023 г.
  11. ^ «Слои Солнца». НАСА . Проверено 5 ноября 2023 г.
  12. ^ "НАСА/Физика Солнца Маршалла". НАСА . Архивировано из оригинала 05 февраля 2016 г. Проверено 19 февраля 2008 г.

Внешние ссылки