Атмосфера зорі
Атмосфе́ра зорі́ — зовнішня сфера зорі, що розташована над зонами конвекції або радіації (променистого перенесення енергії з надр зорі) та доволі неоднорідна за фізичними характеристиками.
Фотосфера
Найлибший шар атмосфери зорі називають фотосферою. Це водночас і найхолодніша її частина. Температура зоряної речовини зростає відповідно до глибини області фотосфери.
У товщі фотосфери формується неперервний спектр випромінювання оптичного, який доходить до спостерігача. Цей шар атмосфери зорі випромінює світлові хвилі у всій області видимого спектра (неперервний спектр випромінювання).
Фотосфера — істотно непрозоре середовище для світла видимого (оптична товща фотосфери суттєво перевищує одиницю). Тому вона неодноразово поглинає, а потім перевипромінює енергію, що надходить із надр зорі. У результаті багаторазових процесів поглинання / перевипромінювання у випадку, коли коефіцієнт поглинання слабко залежить від довжини хвилі, спектральна густина потоку енергії приблизно відповідає закону випромінювання абсолютно чорного тіла з деякою ефективною температурою Te.
Через непрозорість речовини фотосфери для випромінювання в широкому діапазоні частот (довжин хвиль) енергетично вигідним процесом перенесення енергії з надр зорі є конвекція. Для зір типу нашого Сонця конвекція спостерігається як грануляція фотосфери — мереживо світлих гарячих конвективних осередків (гранул), які покривають всю поверхню зорі.
В областях підвищеного магнітного тиску магнітосфери зорі спостерігаються так звані плями сонячні (зоряні), які є більш холодними ділянками фотосфери, в яких внаслідок «придушення» конвективних потоків тиском магнітного поля вихолоджується речовина. Для зір типу Сонця температура фотосфери зростає з глибиною і лежить в межах від 4500 до 6500 К.
Протяжність фотосфери залежить від її прозорості та густини. Типова радіальна протяжність фотосфери Сонця становить ≈ 300 км. Для зір головної послідовності спектрального класу A0V Герцшпрунга — Рессела діаграми протяжність фотосфери становить ≈ 1000 км, для гігантів спектрального класу G протяжність фотосфери оцінюють у ≈ (104-105) км.
Хромосфера
Хромосфера — відносно тонкий шар атмосфери зорі, що знаходиться над фотосферою. Типове значення товщини хромосфери для зір спектрального класу G становить ≈ 10 000 км. Хромосферу пронизують потоки розпеченої плазми ниткоподібної структури — спікули.
Температура хромосфери спочатку плавно змінюється, збільшуючись з видаленням від кордону з фотосферою, потім у невеликій перехідній області довжиною не більше 100 км стрибкоподібно підвищується до температури, яка набагато більша за температуру фотосфери. Для сонцеподібних зір температура хромосфери збільшується з висотою від 4000 до 15 000 К.
Хромосферу прийнято поділяти на дві зони: нижню хромосферу — зону, яка тягнеться приблизно до 1500 км та верхню хромосферу.
Корона
Вище хромосфери розташована корона — верхня частина зоряної атмосфери, що складається з розжареної плазми і є найбільш гарячою та розрідженою частиною атмосфери.
Температура корони сягає декількох мільйонів градусів. Наприклад, температура сонячної корони сягає 2 млн К.
Під час повних сонячних затемнень на невеликий час можна побачити тонке рожеве кільце сонячної хромосфери, а також гало сонячної корони.
За теоретичними моделями будови зір, описана вище структура атмосфери зорі є характерною лише для зір головної послідовності. Інші типи зір (субгіганти, гіганти, надгіганти, гіпергіганти) можуть не мати подібних сфер.
Додатково
Високе значення температури корони є однією з невирішених проблем сучасної теоретичної астрофізики. Можливо, така аномально висока температура обумовлена гальмуванням потоків плазми в зовнішніх шарах магнітосфери зір у результаті чого кінетична енергія струменів плазми перетворюється у внутрішню енергію речовини корони.
Література
- Mariska J. T. The Solar Transition Region. Cambridge : Cambridge University Press, 1992. P. 60.
- Carlsson M., Judge P., Wilhelm K. SUMER Observations Confirm the Dynamic Nature of the Quiet Solar Outer. Atmosphere: The Internetwork Chromosphere // The Astrophysical Journal. 1997. № 486 (1). P. 63–67.
- Altrock R. The Temperature of the Low Corona During Solar Cycles 21–23 // Solar Physics. 2004. № 224 (1–2). P. 255–268.
- Kontar E. P., Hannah I. G., Mackinnon A. L. Chromospheric Magnetic Field and Density Structure Measurements Using Hard X-Rays in a Flaring Coronal Loop // Astronomy and Astrophysics. 2008. № 489 (3). P. 57–60.
- Crivellari L., Simón-Díaz S., Arévalo M. Radiative Transfer in Stellar and Planetary Atmospheres. Cambridge; New York : Cambridge University Press, 2020. 246 p.
Автор ВУЕ
Покликання на цю статтю: Шевчук О. Г. Атмосфера зорі // Велика українська енциклопедія. URL: https://vue.gov.ua/Атмосфера зорі (дата звернення: 1.05.2024).
Статус гасла: Оприлюднено
Оприлюднено: 06.08.2021
Важливо!
Ворог не зупиняється у гібридній війні і постійно атакує наш інформаційний простір фейками.
Ми закликаємо послуговуватися інформацією лише з офіційних сторінок органів влади.
Збережіть собі офіційні сторінки Національної поліції України та обласних управлінь поліції, аби оперативно отримувати правдиву інформацію.
Отримуйте інформацію тільки з офіційних сайтів
Офіс Президента України
Верховна Рада України
Кабінет Міністрів України
Служба безпеки України
Міністерство оборони України
Міністерство внутрішніх справ України
