Фотосферы является внешняя оболочка звезды от которой излучается свет.
Сам термин образован от древнегреческих корней φῶς, φωτός / фос, на фотографиях означающих «свет» и σφαῖρα / sphaira, означающих «сфера», в отношении того, что это сферическая поверхность, которая воспринимается как излучающая свет. Он простирается в поверхность звезду в пока плазма не станет непрозрачной, что эквивалентно оптической глубине приблизительно 2 / 3 , [1] или что то же самое, глубину , из которой 50% света будет бежать без рассеяния.
Фотосфера - это самая глубокая область светящегося объекта, обычно звезды, прозрачная для фотонов определенных длин волн .
Температура [ править ]
Поверхность звезды определяется как температура, заданная эффективной температурой в законе Стефана – Больцмана . Звезды, кроме нейтронных , не имеют твердой или жидкой поверхности. [2] Таким образом, фотосфера обычно используется для описания видимой поверхности Солнца или другой звезды .
Состав Солнца [ править ]
ВС состоит преимущественно из химических элементов водорода и гелия ; на их долю приходится 74,9% и 23,8% массы Солнца в фотосфере соответственно. Все более тяжелые элементы, называемые в астрономии металлами , составляют менее 2% массы, причем кислород (примерно 1% массы Солнца), углерод (0,3%), неон (0,2%) и железо (0,2%) составляют самый обильный.
Вс [ править ]
The Sun фотосферы «сек имеет температуру между 4500 и 6000 K (4,230 и 5,730 ° C) [4] (с эффективной температурой 5,777 К (5504 ° С)) [5] и плотностью около 3 × 10 - 4 кг / м 3 ; [6] возрастает с глубиной в сторону солнца. [3] У других звезд могут быть более горячие или более холодные фотосферы. Фотосферы Солнца составляет около 100 километров толщины, и состоят из конвекционных клеток , называемых гранулами -клеток из плазмыкаждая примерно 1000 километров в диаметре с горячей восходящей плазмой в центре и более холодной плазмой, падающей в узкие промежутки между ними со скоростью 7 километров в секунду. Каждая гранула имеет продолжительность жизни всего около двадцати минут, что приводит к постоянно меняющейся картине «кипения». Типичные гранулы группируются из супер-гранул диаметром до 30 000 километров с продолжительностью жизни до 24 часов и скоростью потока около 500 метров в секунду, переносящие пучки магнитного поля к краям ячеек. Другие явления, связанные с магнитным полем, включают солнечные пятна и солнечные факелы, рассредоточенные между гранулами. [7] Эти детали слишком мелкие, чтобы их можно было увидеть при наблюдении за другими звездами с Земли.
Другие слои Солнца [ править ]
У видимой атмосферы Солнца есть другие слои над фотосферой: хромосфера глубиной 2000 километров (обычно наблюдаемая с помощью фильтрованного света, например H-альфа ) находится как раз между фотосферой и гораздо более горячей, но более тонкой короной . Другими «поверхностными особенностями» фотосферы являются солнечные вспышки и солнечные пятна .
Ссылки [ править ]
- ^ Кэрролл, Брэдли В. и Остли, Дейл А. (1996). Современная астрофизика . Эддисон-Уэсли .
- ^ По состоянию на 2004 год, хотя считается, что белые карлики кристаллизуются из середины, ни один из них еще не затвердел полностью [1] ; считается, что только нейтронные звезды имеют твердую, хотя и нестабильную [2] , кору [3]
- ^ а б Джон А. Эдди (1979). "SP-402 Новое Солнце: Солнечные Результаты от Скайлэба" . НАСА.
- ^ Солнце - Введение
- ^ Всемирная книга в НАСА - Солнце
- ^ Стэнфордский солнечный центр (2008). «Жизненная статистика Солнца» .
- ^ "NASA / Marshall Solar Physics" . НАСА .
Внешние ссылки [ править ]
- СМИ, связанные с фотосферой, на Викискладе?
- Анимированное объяснение Фотосферы (Университет Южного Уэльса).
- Анимированное объяснение температуры Фотосферы (Университет Южного Уэльса).
- Нижняя атмосфера Солнца и магнетизм ( MPS )