Хромосфера - Chromosphere

Солнце, наблюдаемое в телескоп с водородно-альфа-фильтром
Изображение солнечной хромосферы с высоким разрешением, полученное с помощью шведского солнечного телескопа .

Хромосфера ( «сфера цвета») является второй из трех основных слоев в Sun «S атмосферах и составляет примерно от 3000 до 5000 километров глубины. Его розово-красный цвет проявляется только во время затмений. Хромосфера находится чуть выше фотосферы и ниже области перехода от Солнца . Слой хромосферы над фотосферой однороден. Лес волосовидных спикул поднимается из однородного слоя, некоторые из которых простираются на 10 000 км в корону выше.

Плотность хромосферы составляет всего 10 -4 раза больше , чем фотосферы, слой внизу и 10 -8 раз , что в атмосфере с Земли на уровне моря. Это делает хромосферу обычно невидимой, и ее можно увидеть только во время полного затмения , когда проявляется ее красноватый цвет. Цветовые оттенки варьируются от розового до красного. Без специального оборудования хромосфера обычно не видна из-за чрезмерной яркости фотосферы под ней.

Плотность хромосферы уменьшается с удалением от центра Солнца. Это уменьшается экспоненциально с 10 17 частиц на кубический сантиметр, или приблизительно2 × 10 −4  кг / м 3 и меньше1,6 × 10 −11  кг / м 3 на внешней границе. Температура уменьшается от внутренней границы при температуре около 6000 K до минимума приблизительно 3,800 K, прежде чем увеличивать до более 35000 K на внешней границе с переходным слоем из короны .

Хромосферы наблюдались и у других звезд, кроме Солнца. Хромосферу Солнца было трудно исследовать и расшифровать, хотя наблюдения продолжаются с помощью электромагнитного спектра.

Сравнение хромосферы и фотосферы

В то время как фотосферы имеет поглощения линии спектра, хромосферой в спектре преобладают эмиссионных линий . В частности, одной из самых сильных линий является H α на длине волны 656,3 нм; эта линия излучается атомом водорода всякий раз, когда его электрон совершает переход с уровня энергии n = 3 на уровень энергии n = 2 . Длина волны 656,3 нм находится в красной части спектра, из-за чего хромосфера приобретает характерный красноватый цвет.

Анализируя спектр хромосферы, было обнаружено, что температура этого слоя солнечной атмосферы увеличивается с высотой в самой хромосфере. Температура в верхней части фотосферы составляет всего около 4400 К, в то время как в верхней части хромосферы, примерно на 2000 км выше, она достигает 25000 К. Однако это противоположно тому, что мы находим в фотосфере, где температура падает с увеличением высоты. . Еще не до конца понятно, какое явление вызывает парадоксальное повышение температуры хромосферы дальше от недр Солнца. Однако это, вероятно, частично или полностью объясняется магнитным пересоединением .

Хромосферные явления

В хромосфере можно наблюдать многие явления:

  • Самый частый признак - наличие спикул . Спикулы поднимаются к вершине хромосферы, а затем снова опускаются вниз в течение примерно 10 минут. Точно так же есть горизонтальные струйки газа, называемые фибриллами , которые длятся примерно в два раза длиннее, чем спикулы.
  • Волокна (и протуберанцы, которые представляют собой волокна, если смотреть сбоку) лежат в основе многих выбросов корональной массы и, следовательно, важны для предсказания космической погоды .
  • Изображения , полученные в типичных хромосферных линиях показывают наличие ярких клеток, обычно именуемых сети , в то время как окружающие темные области названы интерсети . Они похожи на гранулы, которые обычно наблюдаются на фотосфере из-за тепловой конвекции .
  • Периодические колебания были обнаружены с момента первых наблюдений с помощью прибора SUMER на борту SOHO с частотой от 3 до 10 мГц, что соответствует характерному периодическому времени в три минуты. Колебания радиальной компоненты скорости плазмы характерны для высокой хромосферы. Теперь мы знаем, что структура фотосферной грануляции обычно не имеет колебаний выше 20 мГц, в то время как волны более высокой частоты (100 мГц или период 10 с) были обнаружены в солнечной атмосфере (при температурах, типичных для переходной области и короны) с помощью TRACE .
  • Холодные петли можно увидеть на границе солнечного диска. Они отличаются от протуберанцев тем, что выглядят как концентрические дуги с максимальной температурой порядка 0,1 МК (слишком низкой, чтобы считаться корональными элементами). Эти холодные петли сильно изменчивы: они появляются и исчезают в некоторых УФ-линиях менее чем за час или быстро расширяются за 10–20 минут. Фукал подробно изучил эти холодные петли из наблюдений, сделанных с помощью спектрометра EUV на Скайлэбе в 1976 году. В противном случае, когда температура плазмы этих петель становится корональной (выше 1 МК), эти особенности кажутся более стабильными и развиваются в течение более длительного времени.

Звездные хромосферы

Спектроскопическим показателем хромосферной активности других звезд является S-индекс Маунт Вильсона .

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки