Надо Знать![]() | Фотосфера![]() Фотосфера - видимый диск Солнца. Заметное потемнение к краю и солнечные пятна Фотосфера - слой атмосферы звезды, в котором формируется непрерывный спектр оптического излучения, доходящего до наблюдателя. Оптическая толщина этого слоя достигает нескольких единиц, вследствие чего фотосфера практически полностью поглощает и переизлучается энергию, идущую из глубины звезды. Спектральное распределение энергии излучения (в случае, когда коэффициент поглощения слабо зависит от длины волны) примерно соответствует закона излучения Планка с эффективной температурой T e. В верхних слоях фотосферы формируются также спектральные линии поглощения атомов и ионов ( фраунгоферовы линии). Интенсивность и спектральное распределение излучения фотосферы несут информацию о физических условиях и химический состав поверхности звезды. Физические условия в фотосфере стационарной звезды могут быть вычислены путем решения уравнения гидростатического равновесия совместно с уравнением состояния. В определенных случаях учитывается также перенос энергии конвекцией. Параметрами, определяющими модель, является сила тяжести на поверхности звезды и полный поток излучения, проинтегрований по всем частотами:
Результатом решения этих уравнений являются так называемые модели атмосфер, которые определяют рост температуры, электронной плотности и газового давления с глубиной. Протяженность фотосферы вглубь составляет:
То есть, в основном, глубина фотосферы намного меньше радиус звезды. Этим, в частности, определяется четкий наблюдаемый край диска Солнца. Температура в фотосфере растет с глубиной (например, в зрении спектрального класса A0 T e изменяется примерно от 9 000 до 12 000 К при незначительном изменении плотности вещества, составляет ~ 10 -9 г / см ?). Увеличение температуры с глубиной приводит к наблюдаемому потемнения от центра солнечного к его краю, поскольку луч от края диска идет почти по касательной к поверхности звезды и преодолевает в фотосфере больший путь, чем луч, исходящий из центра диска. Модели атмосфер применяются для анализа химического состава звезд, поскольку позволяют рассчитать состояние ионизации и возбуждения атомов и, таким образом, интенсивность спектральных линий поглощения или излучения. Задача нахождения химического состава и расчет модели решаются взаимосогласованных, поскольку химический состав определяет коэффициенты поглощения, входящих в уравнения переноса излучения, и, таким образом, влияет на модель фотосферы. Конвективное перенос энергии начинает играть заметную роль для звезд спектральных классов F5 и более поздних. Конвективные ячейки проникают в фотосферу и создают горизонтальные неоднородности температуры и яркости. Такие неоднородности наблюдаются в фотосфере Солнца в виде солнечной грануляции. Привести неоднородность фотосферы может также наличие магнитного поля. На уровне фотосферы магнитное поле частично замедляет конвективные потоки и приводит к образованию в фотосфере темных пятен (благодаря меньшей См.. такжеИсточники
код для вставки Данный текст может содержать ошибки. скачать |