Хромосфера («сфера цвета») — второй слой атмосферы звезды , расположенный над фотосферой и под солнечной переходной областью и короной . 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 немного больше 1% радиуса Солнца при максимальной толщине. Она обладает однородным слоем на границе с фотосферой. Узкие струи плазмы , называемые спикулами , поднимаются из этой однородной области и проходят через хромосферу, простираясь до 10 000 км (6200 миль) в корону выше.
Хромосфера имеет характерный красный цвет из-за электромагнитного излучения в спектральной линии H α . Информация о хромосфере в первую очередь получается путем анализа испускаемого ею электромагнитного излучения. [1] Хромосфера также видна в свете, испускаемом ионизированным кальцием Ca II, в фиолетовой части солнечного спектра на длине волны 393,4 нанометра ( линия K кальция ). [2]
Хромосферы также наблюдались на звездах, отличных от Солнца . [3] На больших звездах хромосферы иногда составляют значительную часть всей звезды. Например, было обнаружено, что хромосфера сверхгигантской звезды Антарес примерно в 2,5 раза толще радиуса звезды. [4]
Плотность хромосферы Солнца уменьшается экспоненциально с расстоянием от центра Солнца примерно в 10 миллионов раз, от примерно2 × 10−4 кг/м 3 на внутренней границе хромосферы до1,6 × 10−11 кг/м3 на внешней границе. [5] Температура первоначально уменьшается от внутренней границы примерно до6000 К [6] до минимума приблизительно3800 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 раз больше плотности нижележащей фотосферы и в 10−8 раз больше плотности атмосферы Земли на уровне моря. Это делает хромосферу обычно невидимой, и ее можно увидеть только во время полного затмения , когда проявляется ее красноватый цвет. Цветовые оттенки находятся где-то между розовым и красным. [8] Без специального оборудования хромосферу обычно невозможно увидеть из-за подавляющей яркости фотосферы.
В спектре хромосферы преобладают эмиссионные линии . [ необходима ссылка ] В частности, одной из самых сильных линий является H α на длине волны656,3 нм ; эта линия испускается атомом водорода всякий раз, когда его электрон переходит с энергетического уровня n = 3 на уровень n = 2. Длина волны656,3 нм находится в красной части спектра, что обуславливает характерный красноватый цвет хромосферы.
В хромосферах можно наблюдать множество различных явлений.
Флоккуляция — это особенно яркая область внутри звездных хромосфер, которая часто связана с магнитной активностью. [9]
Наиболее часто идентифицируемой особенностью солнечной хромосферы являются спикулы. Спикулы поднимаются на вершину хромосферы, а затем снова опускаются вниз в течение примерно 10 минут. [10]
Начиная с первых наблюдений с помощью прибора SUMER на борту SOHO , были обнаружены периодические колебания в солнечной хромосфере с частотой от3 мГц до10 мГц , что соответствует характерному периодическому времени в три минуты. [11] Колебания радиальной составляющей скорости плазмы типичны для высокой хромосферы. Фотосферная грануляционная картина обычно не имеет колебаний выше20 мГц ; однако волны более высокой частоты (100 мГц или10 с ) были обнаружены в солнечной атмосфере (при температурах, типичных для переходной области и короны) с помощью TRACE . [12]
Плазменные петли можно увидеть на границе солнечного диска в хромосфере. Они отличаются от солнечных протуберанцев тем, что представляют собой концентрические дуги с максимальной температурой порядка0,1 МК (слишком мало, чтобы считаться корональными особенностями). Эти петли с холодной температурой демонстрируют интенсивную 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, полученным с помощью спектрометра EUV на Skylab в 1976 году. Когда температура плазмы этих петель становится корональной (выше1 МК ), эти особенности кажутся более стабильными и развиваются в течение более длительного времени.
Изображения, полученные в типичных хромосферных линиях, показывают наличие более ярких ячеек, обычно называемых сетью , в то время как окружающие их более темные области называются межсетевыми сетями . Они похожи на гранулы, обычно наблюдаемые на фотосфере из-за тепловой конвекции .
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 типов, а также на гигантских и субгигантских звездах . [9]
Спектроскопическим показателем хромосферной активности других звезд является S-индекс Маунт-Вилсон . [14] [15]
В данной статье использован текст из этого источника, который находится в общественном достоянии .
