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]
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.
В хромосферах можно наблюдать множество различных явлений.
Пляж — это особенно яркая область внутри звездных хромосфер, которая часто связана с магнитной активностью. [9]
Наиболее часто выявляемой особенностью солнечной хромосферы являются спикулы. Спикулы поднимаются наверх хромосферы, а затем снова опускаются вниз в течение примерно 10 минут. [10]
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]
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.
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 .
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]