stringtranslate.com

Фотосфера

Строение Солнца , звезды G-типа :
  1. Основной
  2. Зона радиации
  3. Зона конвекции
  4. Фотосфера
  5. Хромосфера
  6. Корона
  7. Солнечное пятно
  8. Гранулы
  9. Известность
Не помечено: Солнечный ветер
Миазмы плазмы
Поверхность Солнца в ложных цветах

Фотосфера — внешняя оболочка звезды , из которой излучается свет . Она простирается в поверхность звезды до тех пор, пока плазма не станет непрозрачной, что эквивалентно оптической глубине приблизительно 2 ⁄ 3 [1] или , что эквивалентно, глубине, из которой 50% света выйдет, не рассеиваясь.

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

Звезды, за исключением нейтронных звезд , не имеют твердой или жидкой поверхности. [примечание 1] Поэтому фотосфера обычно используется для описания видимой поверхности Солнца или другой звезды .

Этимология

Термин «фотосфера» происходит от древнегреческих корней φῶς, φωτός/ phos , где photos означает «свет» и σφαῖρα/ sphaira означает «сфера», что указывает на сферическую поверхность, которая воспринимается как излучающая свет. [ необходима цитата ]

Температура

Поверхность звезды определяется как имеющая температуру, заданную эффективной температурой в законе Стефана-Больцмана . Различные звезды имеют фотосферы с различными температурами.

Состав Солнца

Солнце состоит в основном из химических элементов водорода и гелия ; они составляют 74,9% и 23,8% соответственно массы Солнца в фотосфере. Все более тяжелые элементы, в разговорной речи называемые металлами в звездной астрономии , составляют менее 2% массы, причем наиболее распространенными являются кислород (примерно 1% массы Солнца), углерод (0,3%), неон (0,2%) и железо (0,2%).

Фотосфера Солнца

Солнечная атмосфера : температура и плотность. [5] См . здесь значения дополнительных линий на графике.

Фотосфера Солнца имеет температуру от 4400 до 6600  К (от 4130 до 6330 °C) (с эффективной температурой 5772  К (5499 °C)) [6] [ 7], что означает, что человеческие глаза воспринимают ее как чрезвычайно яркую поверхность, а при достаточно сильном нейтральном фильтре плотности — как бесцветную, серую поверхность. Она имеет плотность около 3 × 10−4 кг / м3 ; [8] увеличивается с увеличением глубины. [5] Фотосфера Солнца имеет толщину 100–400 километров. [ 9] [10] [11]

Фотосферные явления

В фотосфере Солнца наиболее распространенным явлением являются гранулы — конвекционные ячейки плазмы , каждая приблизительно 1000 км (620 миль) в диаметре с горячей восходящей плазмой в центре и более холодной плазмой, падающей в пространствах между ними, текущие со скоростью 7 км/с (4,3 мили/с). Каждая гранула имеет продолжительность жизни всего около двадцати минут, что приводит к постоянно меняющейся картине «кипения». Группа типичных гранул представляет собой 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), переносящие пучки магнитного поля к краям ячеек. Другие магнитно-связанные явления в фотосфере Солнца включают солнечные пятна и солнечные факелы , рассеянные между гранулами. [12] Эти особенности слишком малы, чтобы их можно было напрямую 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 из середины наружу, ни один из них еще не затвердел полностью; [2] и только нейтронные звезды, как полагают, имеют твердую, хотя и нестабильную, [3] кору [4]

Ссылки

  1. ^ Кэрролл, Брэдли В. и Остли, Дейл А. (1996). Современная астрофизика . Эддисон-Уэсли .
  2. ^ Канаан, А.; и др. (WET) (2005). «Наблюдения телескопа всей Земли за BPM 37093: сейсмологическая проверка теории кристаллизации в белых карликах». Астрономия и астрофизика . 432 (1): 219–224. arXiv : astro-ph/0411199v1 . Bibcode : 2005A&A...432..219K. doi : 10.1051/0004-6361:20041125. S2CID  7297628.
  3. ^ Джонс, ПБ (2003). «Природа плоскостей разломов в твердой нейтронной звездной материи». Астрофизический журнал . 595 (1): 342–345. arXiv : astro-ph/0210207 . Bibcode : 2003ApJ...595..342J. doi : 10.1086/377351. S2CID  119335130.
  4. ^ Джонс, ПБ (2004). «Неоднородность твердой нейтронной звездной материи: транспортные коэффициенты и излучательная способность нейтрино». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 351 (3): 956–966. arXiv : astro-ph/0403400 . Bibcode : 2004MNRAS.351..956J. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07834.x . S2CID  11877513.
  5. ^ ab John A. Eddy (1979). "SP-402 A New Sun: The Solar Results From Skylab". NASA. Архивировано из оригинала 2004-11-18 . Получено 2017-07-12 .
  6. ^ "Информационный бюллетень Sun". nssdc.gsfc.nasa.gov . Получено 27.08.2023 .
  7. ^ «Резолюция B3 о рекомендуемых номинальных константах преобразования для выбранных солнечных и планетарных свойств» (PDF) . 2014. Архивировано (PDF) из оригинала 28.01.2016.
  8. ^ Стэнфордский солнечный центр (2008). "Жизненная статистика Солнца". Архивировано из оригинала 2012-07-03 . Получено 2018-02-20 .
  9. ^ Бернетт, Дон. «Поиск истоков». NASA . Получено 5 ноября 2023 г.
  10. ^ "Фотосфера". NASA . Получено 5 ноября 2023 г.
  11. ^ "Слои Солнца". NASA . Получено 5 ноября 2023 г.
  12. ^ "NASA/Marshall Solar Physics". NASA . Архивировано из оригинала 2016-02-05 . Получено 2008-02-19 .

Внешние ссылки