Зорная атмасфера

Зо́рная атмасфе́ра — знешняя вобласць зоркі, размешчаная над зорным ядром, зонай радыяцыі і зонай канвекцыі. Усярэдзіне зорнай атмасферы адрозніваюць некалькі падабласцей, якія валодаюць рознымі ўласцівасцямі.

Структура зорнай атмасферы

Самая глыбокая і халодная частка зорнай атмасферы, якую можа бачыць знешні назіральнік, называецца фотасфера^[1]. Фотасфера выпраменьвае светлавыя хвалі ва ўсёй вобласці бачнага бесперапыннага спектру. Тэмпература гэтай вобласці расце з глыбінёй і для зорак тыпу Сонца ляжыць у межах ад 4500 да 6500 К^[2]^[3]. Іменна ў фотасферы з'яўляюцца так званыя зорныя плямы — халодныя вобласці прарыву магнітнага поля^[3].

Над фотасфера знаходзіцца вобласць храмасферы, — тонкі слой зорнай атмасферы (у Сонца ён складае ўсяго толькі каля 10000 км, што нават менш, чым дыяметр Зямлі), які пранізваюць ніткападобныя патокі расплаўленага газу - спікулы.

Тэмпература храмасферы спачатку плаўна змяняецца, павялічваючыся з выдаленнем ад мяжы з фотасферай, а затым у невялікай, пераходнай вобласці, памерам не больш за 100 км, скачкападобна павышаецца да тэмпературы ў 10 разоў больш тэмпературы фотасферы^[4].

Карона — верхняя частка зорнай атмасферы, якая складаецца з распаленай плазмы, з'яўляецца найбольш гарачай і разрэджанай. Яе тэмпература дасягае некалькіх мільёнаў градусаў^[5]. Так, тэмпература сонечнай кароны дасягае 2000000 Кельвінаў. Гэтак высокае значэнне каранальнай тэмпературы застаецца адной з нявырашаных праблем сучаснай астрафізікі. Адказ на гэтае пытанне крыецца ў магнітных палях, але дакладны механізм застаецца незразумелым^[6].

У той час, як наяўнасць пераходных абласцей і карон характэрна для ўсіх зорак галоўнай паслядоўнасці, іншыя тыпы зорак могуць не мець падобных абласцей. Так, падобна, што толькі некаторыя зоркі-гіганты і невялікая колькасць звышгігантаў валодаюць каронамі.

Атмасфера Сонца, як самай блізкай да Зямлі зоркі, у цяперашні час вывучана найбольш глыбока^[1]. Падчас поўных сонечных зацьменняў, якія хаваюць яе фотасферы ад вачэй зямнога назіральніка, на невялікі час можна ўбачыць тонкае мякка-ружовае кольца^[7] сонечнай храмасферы і ўражлівае гало сонечнай кароны. Аналагічна можна назіраць храмасферы іншых зорак у зацьменна-зменных сістэмах, калі адзін кампанент засланяе іншы^[8].

Крыніцы

↑ ^а ^б "Beyond the Blue Horizon" (нявызн.) (5 жніўня 1999). — «On ordinary days, the corona is hidden by the blue sky, since it is about a million times fainter than the layer of the sun we see shining every day, the photosphere» Архівавана з першакрыніцы 10 лютага 2012. Праверана 21 мая 2010.
↑ Mariska, J.T. The solar transition region. Cambridge Astrophysics Series. Cambridge University Press. ISBN 9780521382618.
↑ ^а ^б Lang, K.R. (Верасень 2006). "5.1 MAGNETIC FIELDS IN THE VISIBLE PHOTOSPHERE". Sun, earth, and sky (2nd ed.). Springer. p. 81. ISBN 978-0387304564. Гэта непразрысты слой фотасферы, з якога мы атрымліваем святло і цяпло
↑ Mariska, J.T. The solar transition region. p. 60. ISBN 9780521382618. 100 km suggested by average models
↑ R.C. Altrock (2004). "The Temperature of the Low Corona During Solar Cycles 21–23". Solar Physics. 224: 255. doi:10.1007/s11207-005-6502-4.
↑ The Sun's Corona - Introduction (нявызн.). NASA. — «Цяпер большасць вучоных думае, што нагрэў кароны звязаны з ўзаемадзеяннем сілавых ліній магнітнага поля» Архівавана з першакрыніцы 10 лютага 2012. Праверана 21 мая 2010.
↑ Lewis, J.S. (2004-02-23). Physics and chemistry of the solar system (second ed.). Elsevier Academic Press. p. 87. ISBN 978-0124467446. Праверана 2010-05-21.
↑ Griffin, R.E. (2007-08-27). Hartkopft, W.I.; Guinan, E.F. (рэд-ры). Only Binary Stars Can Help Us Actually SEE a Stellar Chromosphere (1 ed.). Cambridge University Press. p. 460. doi:10.1017/S1743921307006163. ISBN 978-0521863483. Праверана 2010-05-21.

[BrightPS-1] а ^б "Beyond the Blue Horizon" (нявызн.) (5 жніўня 1999). — «On ordinary days, the corona is hidden by the blue sky, since it is about a million times fainter than the layer of the sun we see shining every day, the photosphere» Архівавана з першакрыніцы 10 лютага 2012. Праверана 21 мая 2010.

[lowTemp-2] Mariska, J.T. The solar transition region. Cambridge Astrophysics Series. Cambridge University Press. ISBN 9780521382618.

[higherTemp-3] а ^б Lang, K.R. (Верасень 2006). "5.1 MAGNETIC FIELDS IN THE VISIBLE PHOTOSPHERE". Sun, earth, and sky (2nd ed.). Springer. p. 81. ISBN 978-0387304564. Гэта непразрысты слой фотасферы, з якога мы атрымліваем святло і цяпло

[4] Mariska, J.T. The solar transition region. p. 60. ISBN 9780521382618. 100 km suggested by average models

[5] R.C. Altrock (2004). "The Temperature of the Low Corona During Solar Cycles 21–23". Solar Physics. 224: 255. doi:10.1007/s11207-005-6502-4.

[6] The Sun's Corona - Introduction (нявызн.). NASA. — «Цяпер большасць вучоных думае, што нагрэў кароны звязаны з ўзаемадзеяннем сілавых ліній магнітнага поля» Архівавана з першакрыніцы 10 лютага 2012. Праверана 21 мая 2010.

[7] Lewis, J.S. (2004-02-23). Physics and chemistry of the solar system (second ed.). Elsevier Academic Press. p. 87. ISBN 978-0124467446. Праверана 2010-05-21.

[8] Griffin, R.E. (2007-08-27). Hartkopft, W.I.; Guinan, E.F. (рэд-ры). Only Binary Stars Can Help Us Actually SEE a Stellar Chromosphere (1 ed.). Cambridge University Press. p. 460. doi:10.1017/S1743921307006163. ISBN 978-0521863483. Праверана 2010-05-21.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

Зорная атмасфера

Структура зорнай атмасферы

Крыніцы

Portal di Ensiklopedia Dunia