Звездная атмосфера делится на несколько областей, имеющих различные характеристики:
Фотосфера , которая является самым нижним и самым холодным слоем атмосферы, обычно является ее единственной видимой частью. [1] Свет , выходящий из поверхности звезды, исходит из этой области и проходит через более высокие слои. Фотосфера Солнца имеет температуру в диапазоне 5770–5780 К (5500–5510 °C ; 9930–9940 °F ). [2] [3] Звездные пятна , холодные области нарушенного магнитного поля , находятся в фотосфере. [3]
Над фотосферой располагается хромосфера . Эта часть атмосферы сначала остывает, а затем начинает нагреваться примерно до 10 температур фотосферы.
Выше хромосферы находится переходная область , где температура быстро увеличивается на расстоянии всего лишь около 100 км (62 мили). [4]
Кроме того, многие звезды имеют молекулярный слой (MOLsphere) над фотосферой и сразу за хромосферой или даже внутри нее. [5] Молекулярный слой достаточно холодный, чтобы содержать молекулы, а не плазму, и может состоять из таких компонентов, как оксид углерода, водяной пар, оксид 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 на главной последовательности имеют переходные области и короны, не все эволюционировавшие звезды имеют их. Кажется, что только некоторые гиганты и очень немногие сверхгиганты обладают коронами. Нерешенной проблемой в звездной астрофизике является то, как корона может нагреваться до таких высоких температур. Считается, что ответ кроется в магнитных полях , но точный механизм остается неясным. [7]
Астросфера , которая в случае Солнца является гелиосферой , [8] может в более широком понимании считаться самой дальней частью звездной атмосферы, [9] [10] до начала межзвездного пространства на гелиопаузе . Астросферу не следует путать с Солнечной системой и ее самой внешней областью — облаком Оорта , которое простирается гораздо дальше астросферы, следовательно, далеко в межзвездное пространство.
Во время полного солнечного затмения фотосфера Солнца затемняется , открывая другие слои его атмосферы. [1] Наблюдаемая во время затмения хромосфера Солнца выглядит (кратковременно) как тонкая розоватая дуга , [11] а его корона видна как пучковое гало . Такое же явление в затменных двойных системах может сделать хромосферу гигантских звезд видимой. [12]
Смотрите также
Сесилия Пейн-Гапошкин , которая первой предложила общепринятый в настоящее время состав звездных атмосфер
^ ab ""Beyond the Blue Horizon" – A Total Solar Eclipse Chase". 1999-08-05 . Получено 2010-05-21 . В обычные дни корона скрыта голубым небом, так как она примерно в миллион раз слабее слоя Солнца, который мы видим сияющим каждый день, фотосферы.
^ ab Lang, KR (сентябрь 2006 г.). "5.1 МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ В ВИДИМОЙ ФОТОСФЕРЕ". Солнце, земля и небо (2-е изд.). Springer. стр. 81. ISBN978-0-387-30456-4Этот непрозрачный слой — фотосфера, уровень Солнца, от которого мы получаем свет и тепло.
^ Мариска, Дж. Т. (1992). Область солнечного перехода . Cambridge University Press. стр. 60. ISBN978-0-521-38261-8. 100 км, предложенные средними моделями
^ Цудзи, Такаши (2006). «Инфракрасные спектры и видимость как зонды внешних атмосфер красных сверхгигантов». Астрофизический журнал . 645 (2): 1448–1463. doi : 10.1086/504585 . S2CID 119426022.
^ RC Altrock (2004). «Температура нижней короны во время солнечных циклов 21–23». Solar Physics . 224 (1–2): 255. Bibcode : 2004SoPh..224..255A. doi : 10.1007/s11207-005-6502-4. S2CID 121468084.
^ "The Sun's Corona – Introduction". NASA . Получено 2010-05-21 . Сейчас большинство ученых считают, что нагрев короны связан с взаимодействием линий магнитного поля.
^ Sterken, Veerle J.; Baalmann, Lennart R.; Draine, Bruce T.; Godenko, Egor; Herbst, Konstantin; Hsu, Hsiang-Wen; Hunziker, Silvan; Izmodenov, Vladislav; Lallement, Rosine; Slavin, Jonathan D. (2022). «Пыль внутри и вокруг гелиосферы и астросфер». Space Science Reviews . 218 (8). Springer Science and Business Media LLC. doi : 10.1007/s11214-022-00939-7 . hdl : 20.500.11850/585419 . ISSN 0038-6308.
^ "Компоненты гелиосферы". NASA . 2013-01-25 . Получено 2023-10-11 .
^ Льюис, Дж. С. (2004-02-23). Физика и химия солнечной системы (Второе издание). Elsevier Academic Press. стр. 87. ISBN978-0-12-446744-6. Доминирующий цвет обусловлен бальмеровским излучением атомарного водорода.
^ Гриффин, RE (2007-08-27). Харткопфт, WI; Гуинан, EF (ред.). Только двойные звезды могут помочь нам на самом деле увидеть звездную хромосферу . Том 2 (1-е изд.). Cambridge University Press. стр. 460. doi :10.1017/S1743921307006163. ISBN978-0-521-86348-3. S2CID 123028350. {{cite book}}: |journal=проигнорировано ( помощь )
