stringtranslate.com

Хромосфера

Хромосфера излучает электромагнитное излучение в спектральной линии Hα , что позволяет наблюдать его с помощью специальных фильтров .
Хромосфера, как видно из кальция K

Хромосфера («цветная сфера») — второй слой атмосферы звезды , расположенный над фотосферой и ниже солнечной переходной области и короны . Этот термин обычно относится к хромосфере Солнца , но не исключительно.

В атмосфере Солнца хромосфера имеет высоту примерно от 3000 до 5000 километров (от 1900 до 3100 миль), или чуть более 1% радиуса Солнца при максимальной толщине. Он имеет однородный слой на границе с фотосферой. Волосообразные струи плазмы , называемые спикулами , поднимаются из этой однородной области и проходят через хромосферу, простираясь на расстояние до 10 000 км (6 200 миль) в верхнюю корону.

Хромосфера имеет характерный красный цвет из-за электромагнитного излучения в спектральной линии Hα . Информацию о хромосфере получают в первую очередь путем анализа испускаемого ею электромагнитного излучения. [1] Хромосфера также видна в свете, излучаемом ионизированным кальцием Ca II в фиолетовой части солнечного спектра на длине волны 393,4 нанометра (К -линия кальция ). [2]

Хромосферы наблюдались и на других звездах , кроме Солнца. [3] На крупных звездах хромосферы иногда составляют значительную часть всей звезды. Например, было обнаружено, что толщина хромосферы звезды-сверхгиганта Антарес примерно в 2,5 раза превышает радиус звезды. [4]

Физические свойства

Красный цвет хромосферы можно было увидеть во время солнечного затмения 11 августа 1999 года .

Плотность хромосферы Солнца экспоненциально уменьшается с расстоянием от центра Солнца примерно в 10 миллионов раз, примерно с2 × 10 −4  кг/м 3 на внутренней границе хромосферы до1,6 × 10 −11  кг/м 3 на внешней границе. [5] Первоначально температура снижается от внутренней границы примерно при6000 К [6] до минимума примерно3800 К , [7] но затем увеличивается до более35 000 К [6] на внешней границе с переходным слоем короны (см . Звездная корона § Проблема нагрева короны ) .

Плотность хромосферы в 10–4 раза превышает плотность подстилающей фотосферы и в 10–8 раз выше плотности земной атмосферы на уровне моря. Это делает хромосферу обычно невидимой и увидеть ее можно только во время полного затмения , когда проявляется ее красноватый цвет. Цветовые оттенки варьируются между розовым и красным. [8] Без специального оборудования хромосферу обычно невозможно увидеть из-за подавляющей яркости фотосферы.

В спектре хромосферы преобладают эмиссионные линии . [ нужна цитация ] В частности, одной из самых сильных линий является линия H α на длине волны656,3 нм ; эта линия излучается атомом водорода всякий раз, когда его электрон совершает переход с энергетического уровня n =3 на n =2 . Длина волныДлина волны 656,3 нм находится в красной части спектра, что придает хромосфере характерный красноватый цвет.

Явления

Наблюдения солнечной хромосферы с высоким разрешением показывают спикулы, похожие на волосы.

В хромосферах можно наблюдать множество различных явлений.

Пляж

Пляж — это особенно яркая область внутри звездных хромосфер, которая часто связана с магнитной активностью. [9]

Спикулы

Наиболее часто выявляемой особенностью солнечной хромосферы являются спикулы. Спикулы поднимаются наверх хромосферы, а затем снова опускаются вниз в течение примерно 10 минут. [10]

Колебания

С момента первых наблюдений прибором SUMER на борту SOHO были обнаружены периодические колебания в солнечной хромосфере с частотой отот 3 МГц до10 МГц , что соответствует характерному периодическому времени в три минуты. [11] Колебания радиальной компоненты скорости плазмы характерны для высокой хромосферы. Картина фотосферной грануляции обычно не имеет колебаний выше20 МГц ; однако волны более высокой частоты (100 МГц илипериод 10 с ) были обнаружены в солнечной атмосфере (при температурах, типичных для переходной области и короны) с помощью TRACE . [12]

Петли

Плазменные петли можно увидеть на границе солнечного диска в хромосфере. Они отличаются от солнечных протуберанцев тем, что представляют собой концентрические арки с максимальной температурой порядка0,1 МК (слишком низко, чтобы считаться корональными особенностями). Эти петли прохладной температуры демонстрируют сильную изменчивость: они появляются и исчезают в некоторых УФ-линиях менее чем за час или быстро расширяются за 10–20 минут. Фукал [13] подробно изучил эти холодные петли по наблюдениям, проведенным с помощью EUV-спектрометра на Скайлэбе в 1976 г. Когда температура плазмы этих петель становится корональной (выше1 МК ), эти особенности кажутся более стабильными и развиваются в течение более длительного времени.

Сеть

Изображения, сделанные в типичных хромосферных линиях, показывают наличие более ярких ячеек, обычно называемых сетью , в то время как окружающие более темные области называются межсетью . Они похожи на гранулы , которые обычно наблюдаются на фотосфере из-за тепловой конвекции .

О других звездах

Хромосферы присутствуют почти на всех светящихся звездах, кроме белых карликов . Они наиболее заметны и магнитно активны на звездах нижней главной последовательности , на коричневых карликах F и более поздних спектральных классов, а также на звездах -гигантах и ​​субгигантах . [9]

Спектроскопическим показателем хромосферной активности других звезд является S-индекс Маунт-Вилсона . [14] [15]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Джесс, Д.Б.; Мортон, Р.Дж.; Верт, Г; Федун, В; Грант, ЗППП; Гигиозис, И. (июль 2015 г.). «Многоволновые исследования МГД-волн в солнечной хромосфере». Обзоры космической науки . 190 (1–4): 103–161. arXiv : 1503.01769 . Бибкод :2015ССРв..190..103Дж. дои : 10.1007/s11214-015-0141-3. S2CID  55909887.
  2. ^ [1] Всеобщее достояниеВ данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе .
  3. ^ "Хромосфера". Архивировано из оригинала 4 апреля 2014 г. Проверено 28 апреля 2014 г.
  4. ^ «Сверхгигантская атмосфера Антареса, обнаруженная радиотелескопами» . Национальная радиоастрономическая обсерватория . Проверено 9 сентября 2022 г.
  5. ^ Контар, EP; Ханна, ИГ; Маккиннон, А.Л. (2008), «Измерения структуры хромосферного магнитного поля и структуры плотности с использованием жесткого рентгеновского излучения во вспыхивающей корональной петле», Astronomy and Astrophysicals , 489 (3): L57, arXiv : 0808.3334 , Bibcode : 2008A&A...489L. .57K, doi : 10.1051/0004-6361: 200810719, S2CID  1651161
  6. ^ ab «SP-402 Новое Солнце: солнечные результаты из Скайлэба» . Архивировано из оригинала 18 ноября 2004 г.
  7. ^ Авретт, Э.Х. (2003), «Минимум солнечной температуры и хромосфера», серия конференций ASP , 286 : 419, бибкод : 2003ASPC..286..419A, ISBN 978-1-58381-129-0
  8. ^ Фридман, РА; Кауфманн III, WJ (2008). Вселенная . Нью-Йорк, США: WH Freeman and Co. 762. ИСБН 978-0-7167-8584-2.
  9. ^ Аб де Грийс, Ричард; Камат, Девика (15 ноября 2021 г.). «Звездная хромосферная изменчивость». Вселенная . 7 (11): 440. Бибкод : 2021Univ....7..440D. дои : 10.3390/universe7110440 .
  10. ^ Уилкинсон, Джон (2012). Солнце новым взглядом: путеводитель по спутниковым снимкам и любительским наблюдениям. Берлин: Шпрингер. ISBN 978-3-642-22839-1. ОСЛК  773089685.
  11. ^ Карлссон, М.; Судья П.; Вильгельм, К. (1997). «Наблюдения SUMER подтверждают динамическую природу спокойной солнечной внешней атмосферы: объединенной хромосферы». Астрофизический журнал . 486 (1): L63. arXiv : astro-ph/9706226 . Бибкод : 1997ApJ...486L..63C. дои : 10.1086/310836. S2CID  119101577.
  12. ^ Де Форест, CE (2004). «Высокочастотные волны, обнаруженные в солнечной атмосфере». Астрофизический журнал . 617 (1): Л89. Бибкод : 2004ApJ...617L..89D. дои : 10.1086/427181 .
  13. ^ Фукал, П.В. (1976). «Давление и энергетический баланс холодной короны над солнечными пятнами». Астрофизический журнал . 210 : 575. Бибкод : 1976ApJ...210..575F. дои : 10.1086/154862.
  14. ^ Карофф, Кристофер; Кнудсен, Мадс Фауршу; Де Кэт, Питер; Бонанно, Альфио; Фогтманн-Шульц, Александра; Фу, Цзяньнин; Фраска, Антонио; Инджеоглу, Фадил; Олсен, Джеспер; Чжан, Юн; Хоу, Юнхуэй; Ван, Юэфэй; Ши, Цзяньжун; Чжан, Вэй (24 марта 2016 г.). «Наблюдательные доказательства повышенной магнитной активности супервспышечных звезд». Природные коммуникации . 7 (1): 11058. doi : 10.1038/ncomms11058 . PMC 4820840 – через www.nature.com. 
  15. ^ Небольшой обзор магнитных полей звезд, на которых расположены планеты (архивировано 22 декабря 2016 г. в Wayback Machine ), в качестве ссылки дает «Райт Дж.Т., Марси Г.В., Батлер Р.П., Фогт СС, 2004, ApJS, 152, 261». для s-индекса.

Внешние ссылки