Hvězdná atmosféra

Hvězdná atmosféra  je vnější oblast hvězdy , která se nachází nad hvězdným jádrem , radiační zónou a konvekční zónou . Ve hvězdné atmosféře existuje několik podoblastí s různými vlastnostmi.

Struktura hvězdné atmosféry

Nejhlubší a nejchladnější část hvězdné atmosféry, kterou může vnější pozorovatel vidět, se nazývá fotosféra [1] . Fotosféra vyzařuje světelné vlny skrz viditelné kontinuum . Teplota této oblasti se zvyšuje s hloubkou a pro hvězdy jako Slunce leží v rozmezí od 4500 do 6500 K [2] [3] . Právě ve fotosféře se objevují tzv. hvězdné skvrny  - chladné oblasti průlomu magnetického pole [3] .

Nad fotosférou se nachází oblast chromosféry - tenká vrstva hvězdné atmosféry (u Slunce je to jen asi 10 000 km , což je ještě méně než průměr Země ), kterou prorážejí vláknité proudy horkého plynu. - spikuly .

Teplota chromosféry se nejprve plynule mění, roste se vzdáleností od hranice s fotosférou a poté v malé přechodové oblasti ., ne větší než 100 km, prudce vystoupí na teplotu 10x vyšší než je teplota fotosféry [4] .

Koróna  - horní část hvězdné atmosféry, sestávající z horkého plazmatu, je nejžhavější a nejvzácnější. Jeho teplota dosahuje několika milionů stupňů [5] . Teplota sluneční koróny tak dosahuje 2 milionů Kelvinů . Takto vysoká hodnota koronální teploty zůstává jedním z nevyřešených problémů moderní astrofyziky . Odpověď na tuto otázku leží v magnetických polích, ale přesný mechanismus zůstává nejasný [6] .

Zatímco přítomnost přechodných oblastí a koron je společná pro všechny hvězdy hlavní sekvence , jiné typy hvězd takové oblasti mít nemusí. Zdá se tedy, že jen některé obří hvězdy a malý počet veleobrů mají koróny.

Atmosféra Slunce, jakožto hvězdy nejblíže Zemi , je v současnosti studována nejhlouběji [1] . Při úplných zatměních Slunce , které před zraky pozemského pozorovatele skrývají svou fotosféru, lze na krátkou dobu spatřit tenký narůžovělý prstenec [7] sluneční chromosféry a působivé halo sluneční koróny. Podobně lze pozorovat chromosféry jiných hvězd v systémech zákrytových proměnných , když jedna složka zastíní druhou [8] .

Poznámky

  1. ↑ 1 2 „Beyond the Blue Horizon“ (5. srpna 1999). "V běžných dnech je koróna skryta modrou oblohou, protože je asi milionkrát slabší než vrstva slunce, kterou vidíme každý den zářit, fotosféra." Získáno 21. května 2010. Archivováno z originálu 10. února 2012.
  2. ↑ Mariska, JT Oblast solárního přechodu . — Cambridge University Press . — (Cambridge Astrophysics Series). — ISBN 9780521382618 .
  3. ↑ 1 2 Lang, KR 5.1 MAGNETICKÁ POLE VE VIDITELNÉ FOTOSféře // Slunce, země a nebe . — 2. - Springer, 2006. - S.  81 . - ISBN 978-0387304564 . . "Toto není průhledná vrstva fotosféry, ze které přijímáme světlo a teplo."
  4. ↑ Mariska, JT Oblast slunečního přechodu. - S. 60. - ISBN 9780521382618 . . - "100 km doporučených průměrnými modely".
  5. ↑ R.C. Altrock.  Teplota nízké koróny během slunečních cyklů 21–23  // Solar Physics : deník. - 2004. - Sv. 224 . — S. 255 . - doi : 10.1007/s11207-005-6502-4 .
  6. ↑ Sluneční korona – úvod . NASA . "Nyní se většina vědců domnívá, že zahřívání koróny je způsobeno interakcí magnetických siločar." Získáno 21. května 2010. Archivováno z originálu 10. února 2012.
  7. ↑ Lewis, JS Fyzika a chemie sluneční  soustavy . - druhý. - Elsevier Academic Press , 2004. - S.  87 . — ISBN 978-0124467446 . . - "Která barva bude převládat, závisí na Balmerově řadě spojené s emisí atomárního vodíku."
  8. ↑ Griffin, RE Pouze binární hvězdy nám mohou pomoci VIDÍT hvězdnou chromosféru / Hartkopft, WI ; Guinan, E.F. - 1. - Cambridge University Press , 2007. - S. 460. - ISBN 978-0521863483 . - doi : 10.1017/S1743921307006163 .  
  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie